thumb|El satélite Ío, con dos plumas en erupción en su superficie La actividad volcánica en Ío o vulcanismo en Ío, uno de los satélites de Júpiter, produce ríos de lava, pozos volcánicos y plumasCf. Don Anderson, ¿Qué es una pluma?. de azufre y dióxido de azufre que son lanzadas a cientos de kilómetros de altura. Esta actividad volcánica fue descubierta en 1979, por los científicos encargados de analizar las imágenes de la sonda Voyager 1. La observación de Ío mediante las misiones espaciales del Programa Voyager, Galileo, Cassini y New Horizons, junto con los distintos observatorios astronómicos terrestres, revelaron más de 150 volcanes activos, aunque se supone la existencia de más de 400 volcanes en total en este satélite. La actividad volcánica de Ío hace de este satélite uno de los cuatro objetos celestes volcánicamente activos que se conocen en nuestro sistema solar, junto con la Tierra, Encélado (satélite de Saturno) y Tritón (satélite de Neptuno).
La fuente de calor de Ío proviene del efecto conocido como calentamiento por marea. La variación de la fuerza de atracción de Júpiter debida a la excentricidad de la órbita de Ío y a la rotación sobre su propio eje generan intensas fricciones en el interior del satélite. Este efecto fue predicho poco tiempo antes del sobrevuelo de la Voyager 1. El calentamiento, producto de la fuerza de marea, se disipa a través de su corteza, y difiere del calor geotérmico interno que posee la Tierra, que proviene del decaimiento radiactivo. La ligera diferencia en la atracción gravitatoria de Júpiter hace que Ío sufra un abultamiento debido a la fuerza de marea que varía al pasar del punto más cercano al más lejano de su órbita. Esta variación que modifica la forma de Ío causa el calentamiento interno por fricción. Sin este calentamiento de marea, Ío sería similar a la Luna de la Tierra, geológicamente muerto y cubierto de cráteres por los impactos de asteroides, ya que son cuerpos de tamaño y masa similares.
La actividad volcánica de Ío ha producido la formación de cientos de centros volcánicos y extensas formaciones de lava, haciendo de este satélite el cuerpo celeste volcánicamente más activo del sistema solar. Existen tres tipos diferentes de erupciones volcánicas identificadas, difiriendo en duración, intensidad, radio de efusión, y en si la erupción se produce dentro de una «fosa volcánica», en cuyo caso este tipo particular de formación se denomina patera. La lava, compuesta principalmente por basalto, fluye en Ío por decenas o inclusive cientos de kilómetros, y es similar a la de los escudos volcánicos de nuestro planeta, tales como el Kīlauea en Hawái. Si bien la mayor parte de la lava de Ío es basáltica, también se han detectado algunos flujos compuestos por azufre y dióxido de azufre. Además, las temperaturas de algunas erupciones han alcanzado los 1600 K (1327 °C), lo que indica que se trata de erupciones de lava de silicato ultramáficas, a muy alta temperatura.
Como resultado de la presencia de cantidades significativas de materiales sulfurosos en la superficie de Ío, algunas erupciones expulsan al espacio azufre, dióxido de azufre y material piroclástico a más de 500 km, produciendo enormes plumas volcánicas en forma de paraguas. Estos materiales tiñen los alrededores de la erupción de un color rojizo, negro y blanco, y proporcionan material para la irregular atmósfera de Ío y la gigantesca magnetosfera de Júpiter. Las naves espaciales que a partir del año 1979 han fotografiado a Ío, han detectado numerosos cambios en su superficie como resultado de su actividad volcánica.
Descubrimiento
thumb|Imagen del descubrimiento de la actividad volcánica en Ío, tomada en 1979 Antes de que la sonda Voyager 1 pasara sobre Ío el 5 de marzo de 1979, se creía que era un satélite geológicamente muerto como la Luna terrestre. El descubrimiento de una nube de sodio que rodeaba a Ío condujo a la teoría de que podría estar cubierto por evaporitas. Esta y otras conclusiones provenían de las observaciones infrarrojas realizadas desde los observatorios terrestres en la década de 1970.
Aprovechando que Ío pasaba justo bajo la sombra de Júpiter se realizaron observaciones infrarrojas con una longitud de onda de 10 μm, descubriéndose que Ío posee un flujo térmico anormalmente alto en comparación con los otros satélites galileanos. Por aquel entonces, este fenómeno fue atribuido a una inercia térmica superior a la de Europa y Ganimedes, pero posteriormente estas conclusiones fueron descartadas cuando se realizaron mediciones con una longitud de onda de 20 μm, las cuales sugerían que Ío tenía una superficie con propiedades similares a las de los otros satélites galileanos. Desde entonces se ha determinado que la gran radiación térmica que Ío emite en longitudes de onda cortas se debe a la combinación de su actividad volcánica y del calentamiento solar en la superficie del satélite, mientras que en longitudes de onda largas este calentamiento debido al Sol contribuye en mayor medida que la actividad volcánica en la radiación emitida.
El 20 de febrero de 1978 fue detectado un fuerte incremento en el flujo térmico a una longitud de onda de 5 μm sobre la superficie de Ío. Una de las posibles explicaciones que consideraron los científicos que lo descubrieron fue que podría tratarse de una fuerte actividad volcánica, en cuyo caso los datos se ajustaban para un área de unos 8000 km² sobre la superficie de Ío, con una temperatura de 600 K (327 °C). Sin embargo, los autores consideraron que esta hipótesis era poco probable, y en su lugar se centraron en la idea de que las emisiones de Ío provenían de su interacción con la magnetosfera de Júpiter.
Poco tiempo antes de que la Voyager 1 se encontrase con Ío, Stan Peale, Patrick Cassen y R. T. Reynolds publicaron un artículo en la revista Science prediciendo una superficie modificada por la actividad volcánica y un interior con capas diferenciadas, en lugar del interior homogéneo que se creía por entonces. Los científicos realizaron su modelo del interior de Ío teniendo en cuenta la enorme cantidad de calor producido por los efectos de marea que Júpiter produce sobre Ío debido a la órbita ligeramente excéntrica del satélite. Sus cálculos sugirieron que la cantidad de calor generado por un modelo de Ío con un interior homogéneo sería tres veces superior a la cantidad de calor producido solamente por el decaimiento radiactivo, y que este efecto sería aún mayor si el interior de Ío estuviese formado por capas diferenciadas.
left|thumb|Imagen de Loki Patera capturada por la Voyager 1, donde se observan varios flujos de lava y otros pozos volcánicos cercanos Las primeras imágenes de la superficie de Ío tomadas por la Voyager 1 revelaron la ausencia de cráteres causados por el impacto de cuerpos menores, lo cual sugiere que su superficie es muy reciente y ha sido renovada. Los cráteres de impacto son comúnmente utilizados por los geólogos para determinar la edad de la superficie de los cuerpos rocosos del sistema solar; a mayor cantidad de cráteres le corresponde generalmente una mayor antigüedad. En su lugar, la Voyager 1 fotografió una superficie multicolor, repleta de manchas con depresiones de formas irregulares, pero que carecían de los típicos bordes elevados producidos por los cráteres de impacto. La sonda también observó rasgos característicos de flujos formados por líquidos de muy baja viscosidad, así como grandes montañas aisladas que no se asemejan a los volcanes terrestres. Las fotografías de Ío sugerían que, tal y como predijeron Peale et al., su superficie fue intensamente modificada debido a la actividad volcánica.
El 8 de marzo de 1979, tres días después de sobrevolar Júpiter, la Voyager 1 tomó imágenes de los satélites de Júpiter para ayudar a los controladores de la misión a determinar la ubicación exacta de la nave espacial, un proceso llamado «navegación óptica». Mientras procesaban las imágenes de Ío para mejorar la visibilidad del fondo de estrellas, la ingeniera de navegación Linda A. Morabito detectó una emanación de unos 300 km de altura proyectándose desde su superficie. Al principio, la científica supuso que aquella nube se trataba de un satélite situado detrás de Ío, aunque se sabía que no podía haber ningún cuerpo de ese tamaño en las inmediaciones de ese sector del espacio. Posteriormente se determinó que aquella nebulosidad era una pluma generada por una erupción volcánica en una oscura depresión, volcán que posteriormente se denominó Pele. A partir de este descubrimiento se descubrieron siete plumas más en las primeras imágenes obtenidas por la sonda. También se detectaron distintas fuentes de emisión térmica, producto de ríos de lava en proceso de enfriamiento. Cuatro meses después, la nave espacial Voyager 2 tomó nuevas fotografías de la superficie de Ío que, al compararlas con las primeras imágenes de la Voyager 1, revelaron notables cambios sobre su superficie, incluyendo nuevos depósitos de material en Aten Patera y en el volcán Surt.
Fuente de calor
La fuente principal de calor interno de Ío proviene de la aceleración de marea que sufre a causa de la enorme atracción gravitacional que ejerce Júpiter. Esta fuente de calor difiere de la fuente de calor interna de la actividad volcánica terrestre, que es producto del decaimiento radiactivo de los isótopos y del calor residual provocado por el acrecimiento que sufrió el planeta. Estas fuentes de calor son las que en la Tierra causan convección en el manto terrestre, la cual produce periódicamente erupciones volcánicas a lo largo de las fallas situadas en los límites de las distintas placas tectónicas.
El calentamiento de marea de Ío depende de la distancia entre éste y Júpiter, de la excentricidad de su órbita, de su composición interna y de sus características físicas. Además, la denominada resonancia de Laplace, que provoca que los satélites galileanos posean una relación simple entre sus períodos orbitales, mantiene la excentricidad de la órbita de Ío (previene que su órbita se torne circular). La excentricidad de su órbita produce que las mareas originen diferencias en el abultamiento de hasta 100 m, ya que la atracción gravitatoria a la que está sometido varía levemente entre el apoapsis (punto de su órbita más alejado de Júpiter) y el periapsis (más cercano) de su órbita. Esta variación en la atracción de marea produce la suficiente fricción en el interior de Ío como para causar un calentamiento e incluso un derretimiento significativo.
A diferencia de la Tierra, donde la mayor parte del calor interno es disipado a través de la corteza terrestre, en Ío el calor interno es liberado a través de grietas en su corteza produciendo una gran actividad volcánica y generando así enormes emanaciones térmicas, con una emisión global de calor del orden de entre 0.6 y 1.6 × 1014 W. Los modelos de su órbita sugieren que la cantidad de calentamiento de marea producido en el interior de Ío va cambiando con el tiempo, y que el flujo de calor actual no es representativo del promedio a largo plazo. Las emanaciones de calor observadas provenientes del interior de Ío son mayores que las estimaciones del producido por calentamiento de marea, lo que sugiere que Ío se está enfriando después de haber atravesado un período de actividad intensa.
Composición
thumb|Imagen de la Voyager 1 donde se ven fosas volcánicas y ríos de lava en las cercanías de Ra Patera