Xem mã nguồn của Núi lửa trên Io

[[Tập tin:PIA01081-Color_Mosaic_and_Active_Volcanic_Plumes_on_Io.jpg|nhỏ|Io, với hai cột khói núi lửa trên bề mặt của nó.]]
'''Núi lửa trên Io''', một [[vệ tinh tự nhiên]] của [[Sao Mộc]], với số lượng lên đến hàng trăm, là hoạt động [[địa chất]] mạnh mẽ nhất trên thiên thể này, thường xuyên đưa các chất khoáng nóng chảy với nhiệt độ và áp suất cao lên bề mặt của thiên thể, đồng thời cung cấp vật chất cho khí quyển [[Io (vệ tinh)|Io]] và [[từ quyển Sao Mộc]].  Môn '''khoa học về núi lửa trên Io''' là môn nghiên cứu về các dòng chảy [[dung nham]], các hố [[núi lửa]] và các [[hoạt động núi lửa]] trên bề mặt của [[Io (vệ tinh)|Io]]. '''Hoạt động núi lửa của Io''' đã được phát hiện vào năm 1979, bởi [[Linda Morabito]], người nghiên cứu các ảnh chụp từ ''[[Voyager 1]]''.<ref name="Morabito1979">{{Chú thích tạp chí|title=Discovery of currently active extraterrestrial volcanism |url=https://archive.org/details/sim_science_1979-06-01_204_4396/page/972 |journal=[[Science (tạp chí)|Science]] |last=Morabito |first=L. A. |pages=972 |volume=204 |issue= 4396|date=1979 |doi=10.1126/science.204.4396.972 |pmid=17800432|bibcode = 1979Sci...204..972M |display-authors=1 |last2=Synnott |first2=S. P. |last3=Kupferman |first3=P. N. |last4=Collins |first4=S. A. }}</ref> Các quan sát về [[Io (vệ tinh)|Io]] bởi các tàu vũ trụ đi ngang qua (''[[Chương trình Voyager|Voyagers]]'', ''[[Galileo (tàu vũ trụ)|Galileo]]'', ''[[Cassini–Huygens|Cassini]]'', và ''[[New Horizons]]'') và các đài thiên văn trên Trái Đất đã cho thấy hơn 150 núi lửa hoạt động. Tới 400 núi lửa được dự đoán là đang tồn tại trên Io, dựa vào những quan sát này.<ref name="Lopes2004">{{Chú thích tạp chí|title=Lava lakes on Io: Observations of Io's volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys |journal=[[Icarus (tạp chí)|Icarus]] |last=Lopes |first=R. M. C. |pages=140–74 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.11.013 |bibcode=2004Icar..169..140L |display-authors=1 |last2=Kamp |first2=Lucas W |last3=Smythe |first3=William D |last4=Mouginis-Mark |first4=Peter |last5=Kargel |first5=Jeff |last6=Radebaugh |first6=Jani |last7=Turtle |first7=Elizabeth P |last8=Perry |first8=Jason |last9=Williams |first9=David A}}</ref> Hoạt động núi lửa của Io làm cho vệ tinh tự nhiên này trở thành một trong bốn thiên thể trong [[Hệ Mặt Trời]] được biết đến là đang có núi lửa hoạt động (ba thiên thể còn lại là [[Trái Đất]], [[Enceladus (vệ tinh)|Enceladus]] - một vệ tinh tự nhiên của [[Sao Thổ]] - và [[Triton (vệ tinh)|Triton]] - vệ tinh tự nhiên của [[Sao Hải Vương]]).

Các nguồn nhiệt cung cấp năng lượng cho hoạt động núi lửa của Io, được tiên đoán lần đầu tiên vào thời gian ngay trước khi ''Voyager 1'' bay ngang qua, đến từ [[nhiệt thủy triều]] do [[độ lệch tâm quỹ đạo]] lớn của Io.<ref name="Peale1979">{{Chú thích tạp chí|title=Melting of Io by Tidal Dissipation |url=https://archive.org/details/sim_science_1979-03-02_203_4383/page/892 |journal=Science |last=Peale |first=S. J. |pages=892–94 |volume=203 |issue= 4383|date=1979 |doi=10.1126/science.203.4383.892 |pmid=17771724|bibcode = 1979Sci...203..892P |display-authors=1 |last2=Cassen |first2=P. |last3=Reynolds |first3=R. T. }}</ref> Đây là nguồn nhiệt khác hẳn với [[Gradient địa nhiệt|địa nhiệt của Trái Đất]], sinh ra  chủ yếu là từ hoạt động [[Phóng xạ|phân rã đồng vị phóng xạ]] và nguồn [[năng lượng liên kết hấp dẫn|nhiệt nguyên thủy]].<ref name="USGSweb">{{Chú thích web|url=http://pubs.usgs.gov/gip/dynamic/unanswered.html|title=Some Unanswered Questions|date=ngày 5 tháng 5 năm 1999|access-date = ngày 11 tháng 10 năm 2008 |publisher=[[Điều tra Địa chất Hoa Kỳ]]|last=Watson|first=J. M.}}</ref> Quỹ đạo lệch tâm lớn của Io dẫn đến khác biệt về [[lực hấp dẫn|lực hút]] của Sao Mộc lên nó ở [[cận điểm]] so với [[viễn điểm quỹ đạo]], khiến cho [[bướu thủy triều]] của Io ở cận điểm và viễn điểm là khác nhau. Như vậy, Io biến dạng liên tục khi di chuyển trên quỹ đạo, và sự biến dạng này gây ra [[ma sát]], sinh ra nhiệt trong lòng của nó. Nếu không có nhiệt thủy triều, Io có thể sẽ tương tự như [[Mặt Trăng]], một thiên thể có kích cỡ và khối lượng tương đương, với hoạt động địa chất đã ngừng và bề mặt lỗ chỗ các hố thiên thạch.<ref name="Peale1979"/>

Hoạt động núi lửa của Io đã dẫn đến sự hình thành của hàng trăm tâm núi lửa và các cấu trúc dung nham rộng lớn, làm cho nó trở thành thiên thể có hoạt động núi lửa mạnh mẽ nhất trong Hệ Mặt Trời. Ba [[kiểu phun trào núi lửa]] khác nhau đã được xác định, khác nhau về thời gian, cường độ và tốc độ [[phun trào kiểu tràn|tràn dung nham]], và vị trí phun trào (có xảy ra trong ''vùng lõm núi lửa'' hay không). Các dòng dung nham trên Io, với chiều dài từ hàng chục đến hàng trăm cây số, có thành phần chủ yếu là [[bazan]], tương tự như dung nham trên Trái Đất tại các [[núi lửa hình khiên]] như [[Kīlauea]] ở [[Hawaii]].<ref name="Keszthelyi2007">{{Chú thích tạp chí|title=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |pages=491–502 |volume=192 |issue= 2|date=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008 |bibcode=2007Icar..192..491K |display-authors=1 |last2=Jaeger |first2=Windy |last3=Milazzo |first3=Moses |last4=Radebaugh |first4=Jani |last5=Davies |first5=Ashley Gerard |last6=Mitchell |first6=Karl L.}}</ref> Mặc dù hầu hết các dung nham trên Io cấu tạo từ bazan, một vài dòng dung nham chứa [[lưu huỳnh]] và [[lưu huỳnh dioxide]] đã được quan sát thấy. Ngoài ra, nhiệt độ phun trào có thể lên tới {{Convert|1600|K|-2}}, nhiệt độ cao này có thể được giải thích bởi sự phun trào dung nham siêu [[mafic]] [[silicat]] nhiệt độ cao.<ref name="IobookChap7">{{Chú thích sách|title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone0000lope |publisher=Springer-Praxis |chapter=Active volcanism: Effusive eruptions |last=Williams |first=D. A. |author2=Howell, R. R.  |editor=Lopes, R. M. C.  |editor2=Spencer, J. R. |pages=133–61 |date=2007 |isbn=3-540-34681-3}}</ref>

Do sự hiện diện của lượng lớn vật liệu lưu huỳnh trong lớp vỏ và trên bề mặt của Io, một số vụ phun trào đẩy lưu huỳnh, khí lưu huỳnh dioxide, và [[tephra]] lên độ cao tới {{Convert|500|km}} vào không gian, tạo ra các cột khói núi lửa hình ô dù.<ref name="Geissler2008">{{Chú thích tạp chí|title=Galileo observations of volcanic plumes on Io |journal=Icarus |last=Geissler |first=P. E. |first2=M. T. |last2=McMillan |pages=505–18 |volume=197 |issue= 2|date=2008 |doi=10.1016/j.icarus.2008.05.005 |bibcode=2008Icar..197..505G}}</ref> Các vật chất được phun ra tạo nên màu sắc cho địa hình xung quanh - gồm các màu đỏ, đen, và/hoặc trắng - đồng thời cung cấp vật liệu cho bầu khí quyển mỏng của Io và [[từ quyển Sao Mộc]]. Các tàu vũ trụ bay qua Io từ năm 1979 đã quan sát thấy nhiều thay đổi bề mặt của Io do hoạt động núi lửa.<ref name="Geissler2004">{{Chú thích tạp chí|title=Surface changes on Io during the Galileo mission |journal=Icarus |last=Geissler |first=P. |pages=29–64 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.09.024 |bibcode=2004Icar..169...29G |display-authors=1 |last2=McEwen |first2=Alfred |last3=Phillips |first3=Cynthia |last4=Keszthelyi |first4=Laszlo |last5=Spencer |first5=John}}</ref>

== Lịch sử khám phá ==
[[Tập tin:Io_Volcanism_Discovery_image.jpg|nhỏ|220x220px|Hình ảnh đầu tiên chụp núi lửa đang hoạt động trên Io. Các cột khói của [[núi lửa Pele|Pele]] và [[núi lửa Loki|Loki]] có thể được nhìn thấy ở đường chân trời và ở biên giới giữa nửa sáng và nửa tối.]]
Trước khi ''Voyager 1'' đến Io vào ngày 5 tháng 3 năm 1979, Io đã được cho là một thế giới chết như [[Mặt Trăng]]. Việc khám phá ra một đám mây natri xung quanh Io đã dẫn đến giả thuyết rằng vệ tinh tự nhiên này được bao phủ trong [[evaporit]].<ref name="Fanale1974">{{Chú thích tạp chí|title=Io: A Surface Evaporite Deposit? |url=https://archive.org/details/sim_science_1974-12-06_186_4167/page/922 |journal=Science |last=Fanale |first=F. P. |pages=922–25 |volume=186 |issue=4167 |date=1974 |doi=10.1126/science.186.4167.922 |pmid=17730914 |bibcode=1974Sci...186..922F |display-authors=1 |last2=Johnson |first2=T. V. |last3=Matson |first3=D. L.}}</ref>

Những gợi ý cho các khám phá ban đầu đến từ các ảnh chụp [[Tia hồng ngoại|hồng ngoại]] bởi các đài thiên văn trên Trái Đất trong những năm 1970. Một [[Mật độ dòng nhiệt|thông lượng nhiệt]] nhiều bất thường, so với những [[vệ tinh Galileo]] khác, đã được phát hiện trong các phép đo ở bước sóng hồng ngoại 10 [[Micrômét|μm]] khi Io nằm trong bóng tối của Sao Mộc.<ref name="Morrison1973">{{Chú thích tạp chí|title=Thermal Properties of the Galilean satellites |journal=Icarus |last=Morrison |first=J |author2=Cruikshank, D. P.  |pages=223–36 |volume=18 |issue= 2|date=1973 |doi=10.1016/0019-1035(73)90207-8 |bibcode=1973Icar...18..224M}}</ref> Vào thời gian của phát hiện này, thông lượng nhiệt cao được giả định là do bề mặt có [[nhiệt dung riêng]] cao hơn [[Europa (vệ tinh)|Europa]] và[[Ganymede (vệ tinh)|Ganymede]].<ref name="Hansen1973">{{Chú thích tạp chí|title=Ten-micron eclipse observations of Io, Europa, and Ganymede |journal=Icarus |last=Hansen |first=O. L. |pages=237–46 |volume=18 |issue= 2|date=1973 |doi=10.1016/0019-1035(73)90208-X |bibcode=1973Icar...18..237H}}</ref> Tuy nhiên, các kết quả đo ở bước sóng 20 μm lại cho thấy Io có bề mặt với các đặc tính tương tự như các vệ tinh khác.<ref name="Morrison1973"/> Điều này dẫn đến kết luận sơ bộ là thông lượng nhiệt cao ở bước sóng ngắn là do sự kết hợp của hoạt động núi lửa trên Io và nhiệt lượng từ Mặt Trời, trong đó Mặt Trời cung cấp một lượng nhiệt lớn hơn ở bước sóng dài hơn.<ref name="IobookChap2">{{chú thích sách |title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone0000lope |publisher=Springer-Praxis |chapter=A history of the exploration of Io |last=Cruikshank |first=D. P. |author2=Nelson, R. M.  |editor=Lopes, R. M. C.  |editor2=Spencer, J. R. |pages=5–33 |date=2007 |isbn=3-540-34681-3}}</ref> Phát xạ  nhiệt của Io được quan sát thấy là mạnh bất thường ở 5 μm vào ngày 20 năm 1978 bởi Witteborn, ''et al.'' Nhóm tác giả này giả định hoạt động núi lửa gây ra phát xạ nhiệt này, trong trường hợp đây đúng là hoạt động núi lửa thì các dữ liệu cho thấy vùng hoạt động núi lửa rộng khoảng {{Convert|8000|km2}} và có nhiệt độ {{Convert|600|K|-2}}. Tuy nhiên, các tác giả đã coi là giả thuyết này ít có khả năng xảy ra, và tập trung vào giả thuyết về sự tương tác giữa Io và từ quyển Sao Mộc.<ref name="Witteborn1979">{{Chú thích tạp chí|title=Io: An Intense Brightening Near 5 Micrometers |url=https://archive.org/details/sim_science_1979-02-16_203_4381/page/642 |journal=Science |last=Witteborn |first=F. C. |pages=643–46 |volume=203 |issue= 4381|date=1979 |doi=10.1126/science.203.4381.643 |pmid=17813373|bibcode = 1979Sci...203..643W |display-authors=1 |last2=Bregman |first2=J. D. |last3=Pollack |first3=J. B. }}</ref>

Ngay trước khi ''Voyager 1'' bay qua Io, [[Stan Peale]], Patrick Cassen và R. T. Reynolds đã công bố một bài báo trên tạp chí ''[[Science (tập san)|Science]]'' dự đoán về  bề mặt của Io bị thay đổi nhiều do hoạt động núi lửa và [[Io (vệ tinh)|lõi của Io bị phân tách thành nhiều tầng]], có tầng lõi đá ở trong cùng, chứ không phải là một lõi đồng nhất. Dự đoán này dựa trên mô hình trong đó có một lượng nhiệt lớn được sinh ra bởi thay đổi lực thủy triều của Sao Mộc lên Io do quỹ đạo có độ lệch tâm lớn của Io. Các tính toán của họ cho thấy lượng nhiệt sinh ra cho một Io với lõi đồng nhất sẽ gấp ba lần nhiệt tạo ra bởi [[Phóng xạ|phân rã đồng vị phóng xạ]]. Hiệu ứng này sẽ còn lớn hơn với Io có lõi được tách thành nhiều tầng.<ref name="Peale1979"/>
[[Tập tin:Loki_Patera_Color_Voyager.jpg|trái|nhỏ|Ảnh chụp [[Loki Patera]] từ ''Voyager 1'' cho thấy các  dòng dung nham và hố núi lửa.]]
Những hình ảnh đầu tiên chụp Io từ ''Voyager 1'' cho thấy bề mặt không có các [[hố va chạm]], đặc điểm của một  bề mặt rất trẻ. Các hố va chạm được sử dụng bởi các nhà địa chất để ước tính tuổi của một [[Địa chất học hành tinh kiểu Trái Đất|bề mặt hành tinh]]; số hố va chạm tăng theo tuổi của bề mặt hành tinh. Thay vào đó, các hình ảnh từ ''Voyager 1'' cho thấy bề mặt nhiều màu sắc, có nhiều chỗ lõm bất thường không có đặc tính của hố va chạm (là vành miệng hố cao lên). ''Voyager 1'' cũng cho thấy các dòng chảy được hình thành bởi chất lưu có độ nhớt thấp, cùng những ngọn núi cao cô lập nhưng lại không giống núi lửa trên Trái Đất. Bề mặt quan sát được cho thấy là đã bị thay đổi nhiều bởi hoạt động núi lửa, giống như giả thuyết mà Peale và các đồng nghiệp đã đưa ra.<ref name="Smith1979">{{Chú thích tạp chí|title=The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 |url=https://archive.org/details/sim_science_1979-06-01_204_4396/page/950 |journal=Science |last=Smith |first=B. A. |pages=951–72 |volume=204 |issue= 4396|date=1979 |doi=10.1126/science.204.4396.951 |pmid=17800430 |bibcode=1979Sci...204..951S |display-authors=1 |last2=Soderblom |first2=L. A. |last3=Johnson |first3=T. V. |last4=Ingersoll |first4=A. P. |last5=Collins |first5=S. A. |last6=Shoemaker |first6=E. M. |last7=Hunt |first7=G. E. |last8=Masursky |first8=H. |last9=Carr |first9=M. H.}}</ref>

Vào ngày 8 tháng 3 năm 1979, ba ngày sau khi đi qua Sao Mộc, ''Voyager 1'' chụp ảnh các vệ tinh tự nhiên của Sao Mộc để giúp những người điều khiển Voyager 1 xác định vị trí của con tàu này một cách chính xác, theo một quy trình được gọi là định hướng quang học. Khi thực hiện việc xử lý hình ảnh của Io để nâng cao mức độ khả kiến của nền sao, kỹ sư định hướng tàu [[Linda Morabito]] tìm thấy một đám mây cao tới {{Convert|300|km}} của Io ở gần đường chân trời trên ảnh chụp.<ref name="Morabito1979"/> Lúc đầu, cô đã nghi ngờ hình ảnh đám mây thực ra chỉ là hình ảnh của một vệ tinh tự nhiên khác của Sao Mộc ở phía sau Io, nhưng không vệ tinh với kích thước phù hợp nào đã ở vị trí đó. Đám mây này sau đó  đã được xác định là một cột khói tạo bởi núi lửa đang hoạt động ở một vùng lõm tối sau này được đặt tên là [[núi lửa Pele|Pele]].<ref name="Strom1979">{{Chú thích tạp chí|title=Volcanic eruption plumes on Io |url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_1979-08-30_280_5725/page/732 |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |last=Strom |first=R. G. |pages=733–36 |volume=280 |issue= 5725|date=1979 |doi=10.1038/280733a0|bibcode = 1979Natur.280..733S |display-authors=1 |last2=Terrile |first2=Richard J. |last3=Masursky |first3=Harold |last4=Hansen |first4=Candice }}</ref> Sau phát hiện này, bảy cột khói khác đã được xác định trong các ảnh chụp Io trước đó của ''Voyager''.<ref name="Strom1979"/> Kết quả đo bức xạ nhiệt từ nhiều nguồn quan sát khác cũng đã được thực hiện, cho thấy quá trình dung nham nguội dần.<ref name="Hanel1979">{{Chú thích tạp chí|title=Infrared Observations of the Jovian System from Voyager 1 |url=https://archive.org/details/sim_science_1979-06-01_204_4396/page/972 |journal=Science |last=Hanel |first=R. |pages=972–76 |volume=204 |issue=4396 |date=1979 |doi=10.1126/science.204.4396.972-a |pmid=17800431 |display-authors=1 |last2=Conrath |first2=B. |last3=Flasar |first3=M. |last4=Kunde |first4=V. |last5=Lowman |first5=P. |last6=Maguire |first6=W. |last7=Pearl |first7=J. |last8=Pirraglia |first8=J. |last9=Samuelson |first9=R.}}</ref> So sánh các hình ảnh Io thu được bởi ''[[Voyager 2]]'' bay qua bốn tháng sau đó cho thấy bề mặt đã bị thay đổi, với các cột khói mới ở vùng mà sau này được đặt tên là [[Aten Patera]] và [[núi lửa Surt|Surt]].<ref name="Smith1979b">{{Chú thích tạp chí|title=The Galilean Satellites and Jupiter: Voyager 2 Imaging Science Results |url=https://archive.org/details/sim_science_1979-11-23_206_4421/page/926 |journal=Science |last=Smith |first=B. A. |pages=927–50 |volume=206 |issue=4421 |date=1979 |doi=10.1126/science.206.4421.927 |pmid=17733910|bibcode = 1979Sci...206..927S |display-authors=1 |last2=Soderblom |first2=L. A. |last3=Beebe |first3=R. |last4=Boyce |first4=J. |last5=Briggs |first5=G. |last6=Carr |first6=M. |last7=Collins |first7=S. A. |last8=Cook |first8=A. F. |last9=Danielson |first9=G. E. }}</ref>

== Nguồn nhiệt ==
[[Tập tin:PIA01129 Interior of Io.jpg|nhỏ|phải|Mô hình lõi Io, cho thấy một phần lõi được duy trì ở trạng thái nóng chảy bởi nhiệt thủy triều, phần màu cam trên hình.]]
Nguồn nhiệt chính cho hoạt động núi lửa của Io đến từ các [[lực thủy triều]] được tạo ra bởi lực hấp dẫn của Sao Mộc.<ref name="Peale1979"/> Nguồn nhiệt đến từ bên ngoài này khác với nguồn [[Gradient địa nhiệt|địa nhiệt]] từ nội tại Trái Đất cho các hoạt động núi lửa trên Trái Đất, vốn là kết quả của phân rã [[đồng vị]] phóng xạ và nhiệt dư từ thời kỳ [[Bồi tụ (thiên văn học)|bồi tụ]] nguyên thủy.<ref name="USGSweb"/><ref name="Turcotte2002a">{{Chú thích sách|title=Geodynamics|last=Turcotte|first=D. L.|author2=Schubert, G.|date=2002|publisher=[[Nhà xuất bản Đại học Cambridge]]|isbn=0-521-66186-2|edition=2nd|pages=410|chapter=Chemical Geodynamics}}</ref> Ở Trái Đất, những nguồn nhiệt nội tại gây ra [[đối lưu manti]], dẫn đến hoạt động núi lửa thông qua [[kiến tạo mảng]].<ref name="Turcotte2002b">{{Chú thích sách|title=Geodynamics|last=Turcotte|first=D. L.|author2=Schubert, G.|date=2002|publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-66186-2|edition=2nd|pages=136|chapter=Heat Transfer}}</ref> Trên Io, nhiệt thủy triều phụ thuộc vào khoảng cách từ nó đến Sao Mộc, [[độ lệch tâm quỹ đạo]], thành phần cấu tạo bên trong Io, và trạng thái vật lý của nó.<ref name="IobookChap5">{{Chú thích sách|title=Io after Galileo |url=https://archive.org/details/ioaftergalileone0000lope |publisher=Springer-Praxis |chapter=The Interior of Io |last=Moore |first=W. B. |editor=Lopes, R. M. C. |editor2=Spencer, J. R. |pages=89–108 |date=2007 |isbn=3-540-34681-3 }}</ref>

[[Cộng hưởng quỹ đạo]] của Io với [[Europa (vệ tinh)|Europa]] và [[Ganymede (vệ tinh)|Ganymede]] giúp duy trì quỹ đạo lệch tâm của Io và ngăn cản lực thủy triều làm cho Io bị chuyển về [[quỹ đạo tròn do thủy triều|quỹ đạo tròn]]. Cụ thể, chu kỳ quay của Europa gấp 2 lần chu kỳ quay của Io, và chu kỳ quay của Ganymede gấp 2 lần chu kỳ quay của Europa. Vị trí mà Io ở gần Europa nhất luôn xảy ra tại cùng một điểm trên quỹ đạo của Io và của Europa, lặp lại một lần sau hai vòng quay của Io, tại đó Europa kéo Io về phía nó thông qua [[lực hấp dẫn]]. Lực kéo định kỳ, theo tần số cộng hưởng, tại một điểm trên quỹ đạo giúp duy trì quỹ đạo không tròn của Io. Hiện tượng tự xảy ra với tương tác giữa Europa và Ganymede, cũng như giữa Io và Ganymede.<ref name="Miller">{{Chú thích tạp chí|title=Analysis quantifies effects of tides in Jupiter and Io|journal=[[Tạp chí Physics Today]]|last=Miller|first=J.|volume=62|issue=8|page=11 |date=2009 |doi=10.1063/1.3206081}}</ref>

[[Tập tin:Tidal heating on Io - B - Vietnamese.svg|thumb|trái|Lực thủy triều nhào bóp Io khi nó di chuyển trên quỹ đạo, gây ra ma sát làm nóng chảy lõi Io. Các mũi tên xanh chỉ [[vận tốc góc]] của Io trên quỹ đạo, nhanh hơn ở cận điểm, và chậm hơn ở viễn điểm.]]
[[Tập tin:Io diagram.en.gif|thumb|Hoạt hình minh họa một cách phóng đại biến dạng của Io khi di chuyển trên quỹ đạo.]]
Độ lệch tâm quỹ đạo dẫn đến hai hiệu ứng làm [[Quá trình tỏa nhiệt|tỏa nhiệt]] trên Io. Thứ nhất, [[bướu thủy triều]] của Io ở cận điểm quỹ đạo, khi Io gần Sao Mộc hơn và chịu lực hút mạnh hơn, cao hơn tới {{Convert|100|m|ft|-1}} so với ở viễn điểm quỹ đạo, do chênh lệch lực hấp dẫn của Sao Mộc giữa hai [[củng điểm quỹ đạo]] này. Như vậy hình dáng của bướu thủy triều biến dạng liên tục khi Io di chuyển quỹ đạo, co bóp theo đúng chu kỳ quay của Io. Thứ hai, trong khi Io tự quay quanh trục của nó với [[tốc độ góc]] tương đối đều đặn, bằng với tốc độ góc trung bình của Io trên quỹ đạo, thì bướu thủy triều lại không quay với tốc độ đều. Bướu thủy triều quay với tốc độ góc của Io trên quỹ đạo, và do đó quay nhanh hơn ở cận điểm quỹ đạo, và chậm hơn tại viễn điểm quỹ đạo. Như vậy, nếu đứng trong [[hệ quy chiếu]] của Io, bướu thủy triều sẽ quay lúc lắc, lắc sang một bên ở cận điểm quỹ đạo, và lắc sang bên kia ở viễn điểm quỹ đạo. Góc lúc lắc khoảng nửa [[độ (góc)|độ]],<ref>{{chú thích web
| url        = https://ase.tufts.edu/cosmos/view_picture.asp?id=1173
| title      = Tidal flexing of Io
| quote      = 
| author     = 
| last       = Lang
| first      = K. R.
| authorlink = 
| author2    = 
| last2      = 
| first2     = 
| date       = 
| format     = 
| work       = 
| publisher  = Đại học Tufts
| pages      = 
| language   = tiếng Anh
| access-date = 11 tháng 9 năm 2017
| archiveurl = 
| archivedate = 
}}</ref> ứng với sự dịch chuyển qua lại của đỉnh bướu thủy triều trong khoảng cách cỡ 16&nbsp;km. Tổng hợp sự co bóp và lúc lắc của bướu thủy triều làm biến dạng Io, nhào bóp thiên thể này, và gây ra ma sát trong lòng Io, sinh ra nhiệt thủy triều, duy trì trạng thái tan chảy của ít nhất một phần lõi của Io.<ref name="Miller"/>

Không giống như ở Trái Đất, nơi mà nội nhiệt được tỏa ra ngoài không gian qua [[dẫn nhiệt]] ở các lớp vỏ, trên Io nội nhiệt được giải phóng qua hoạt động núi lửa và sinh ra [[Trao đổi nhiệt|thông lượng nhiệt]] tỏa ra lớn (tổng cộng 0,6 đến 1,6{{Esp|14}} [[Watt|W]]).  Một nghiên cứu vào 2015, chỉ ra các dòng chảy của [[mắc ma]] bên trong lòng Io, là hỗn hợp của đá rắn và mắc ma lỏng, gây ra nhiệt do ma sát khi chảy, khiến vị trí phun trào của núi lửa được quan sát thực tế trên Io bị lệch về phía đông khoảng 30 đến 60 độ so với mô hình nhiệt thủy triều của Io đơn giản không có dòng chảy trong lòng.<ref>{{chú thích web
 |url         = http://spaceref.com/jupiter/underground-magma-ocean-could-explain-ios-misplaced-volcanoes.html
 |title       = Underground Magma Ocean Could Explain Io's Misplaced Volcanoes
 |quote       = 
 |author      = NASA Press Release
 |last        = 
 |first       = 
 |authorlink  = 
 |author2     = 
 |last2       = 
 |first2      = 
 |date        = 10 tháng 9 năm 2015
 |format      = 
 |work        = 
 |publisher   = NASA
 |pages       = 
 |language    = tiếng Anh
 |access-date = 11 tháng 9 năm 2017
 |archiveurl  = 
 |archivedate = 
}}{{Liên kết hỏng|date=2023-09-18 |bot=InternetArchiveBot }}</ref><ref>{{Chú thích tạp chí
|title=TIDAL HEATING IN A MAGMA OCEAN WITHIN JUPITER’S MOON Io
|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series 
|last=Tyler
|first=R.H. 
|pages=22 
|volume=218 
|date=2015 
|doi=10.1088/0067-0049/218/2/22
|display-authors=1 
|last2=Henning 
|first2=W.G.
|last3=Hamilton 
|first3=C.W. 
}}</ref> Mô hình của quỹ đạo Io cho thấy nhiệt thủy triều bên trong Io thay đổi theo thời gian, và giá trị thông lượng nhiệt hiện tại không đại diện cho mức trung bình lâu dài.<ref name="IobookChap5"/> Thông lượng nhiệt quan sát được hiện tại lớn hơn lượng nhiệt ước tính được sinh ra từ nhiệt thủy triều, cho thấy rằng Io đang ở giai đoạn nguội đi, sau một thời gian bị thủy triều nhào bóp mạnh hơn trước đó.<ref name="IoVolcanismChap4">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=53–72 |chapter=Io and Earth: formation, evolution, and interior structure }}</ref> Theo [[định luật bảo toàn năng lượng]], thông lượng nhiệt tỏa ra ngoài không gian từ Io làm tiêu hao [[cơ năng]] của hệ các thiên thể Io, Sao Mộc, Europa và Ganymede, là hệ thống được gắn kết thông qua [[lực hấp dẫn|tương tác hấp dẫn]].<ref>{{Chú thích tạp chí|title=New constraints on Io’s and Jupiter’s tidal dissipation|journal=Icarus |last=Lainey|first=V. |pages=485–89 |volume=179 |date=2005 |doi=10.1016/j.icarus.2005.07.017|display-authors=1 |last2=Tobie |first2=G. }}</ref> Một nghiên cứu vào năm 2009 của Valéry Lainey và các đồng nghiệp, phân tích dữ liệu của 116 năm quan sát hệ thống Sao Mộc và các vệ tinh tự nhiên của nó, chỉ ra rằng sự tiêu hao cơ năng nêu trên đang làm cho Io quay ngày càng gần Sao Mộc hơn, và ba vệ tinh Io, Europa và Ganymede đang trong quá trình rời khỏi cộng hưởng quỹ đạo.<ref name="Miller"/><ref>{{Chú thích tạp chí|title=Strong tidal dissipation in Io and Jupiter from astrometric observations|url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_2009-06-18_459_7249/page/956|journal=Nature |last=Lainey|first=V. |pages=957-959 |volume=459 |date=2009 |doi=10.1038/nature08108|display-authors=1 |last2=Arlot |first2=J.E.|last3=Karatekin |first3=Ö. |last4=Van Hoolst |first4=T. }}</ref>

== Thành phần ==
[[Tập tin:Ra_Patera_Voyager.jpg|phải|nhỏ|Hình ảnh của ''Voyager 1'' chụp các hố núi lửa và dòng dung nham gần [[Ra Patera]].]]
Việc phân tích các hình ảnh của ''Voyager'' đã dẫn các nhà khoa học đến kết luận rằng những dòng dung nham trên Io bao gồm chủ yếu là các dạng [[thù hình của lưu huỳnh|thù hình của nguyên tố lưu huỳnh]] nóng chảy.<ref name="Sagan1979">{{Chú thích tạp chí|title=Sulphur flows on Io |url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_1979-08-30_280_5725/page/750 |journal=Nature |last=Sagan |first=C. |pages=750–53 |volume=280 |issue= 5725|date=1979 |doi=10.1038/280750a0|bibcode = 1979Natur.280..750S }}</ref> Màu sắc ở các dòng dung nham tương tự màu của các [[Thù hình|dạng thù hình]] của lưu huỳnh. Sự khác biệt về màu và độ sáng của dung nham phụ thuộc vào nhiệt độ của lưu huỳnh đa nguyên tử và cách sắp xếp và liên kết của các nguyên tử. Một phân tích về hình ảnh các dòng chảy tỏa ra từ [[Ra Patera]] cho thấy các vật liệu có nhiều màu sắc khác nhau, tất cả đều có liên hệ với lưu huỳnh lỏng, ở những khoảng cách khác nhau đến lỗ phun: vật chất có [[suất phản chiếu]] thấp nằm gần lỗ phun với nhiệt độ {{Convert|525|K}}, vật liệu màu đỏ nằm ở trung tâm của mỗi dòng chảy và có nhiệt độ {{Convert|450|K}}, và vật liệu màu cam ở điểm kết thúc xa nhất của mỗi dòng chảy với nhiệt độ {{Convert|425|K}}.<ref name="Sagan1979"/> Mẫu hình sắc màu này  tương ứng với các dòng chảy tỏa ra từ một lỗ phun, và các dòng chảy nguội dần khi đi ra khỏi lỗ phun. Ngoài ra, phép đo nhiệt độ sử dụng bức xạ nhiệt tại [[Loki Patera]] thực hiện bởi Phổ kế Giao thoa Hồng ngoại và Máy đo sóng radio (IRIS) của ''Voyager 1'' cũng cho các số liệu phù hợp với hoạt động núi lửa phun ra lưu huỳnh.<ref name="Hanel1979"/> Tuy nhiên, IRIS đã không có khả năng đo đạc ở các bước sóng ứng với các nhiệt độ cao hơn. Điều này có nghĩa rằng nhiệt độ phù hợp với hoạt động núi lửa phun [[silicat]] không được phát hiện bởi ''Voyager''. Mặc dù vậy, các nhà khoa học trong chương trình ''Voyager'' suy luận rằng silicat phải đóng một vai trò trong việc làm trẻ hóa bề mặt của Io, do mật độ khối lượng cao của silicat và sự cần thiết của silicat trong việc hỗ trợ độ dốc lớn ở quanh vùng lõm núi lửa.<ref name="Clow1980">{{Chú thích tạp chí|title=Stability of sulfur slopes on Io |url=https://archive.org/details/icarus_1980-11_44_2/page/268 |journal=Icarus |last=Clow |first=G. D. |author2=Carr, M. H.  |pages=268–79 |volume=44 |issue= 2|date=1980 |doi=10.1016/0019-1035(80)90022-6 |bibcode=1980Icar...44..268C}}</ref> Mâu thuẫn giữa các chứng cứ về kết cấu và kết quả phân tích quang phổ và nhiệt độ sau chuyến bay qua của ''Voyager'' đã dẫn đến một cuộc tranh luận trong cộng đồng các nhà khoa học hành tinh về thành phần của dung nham trên Io, liệu có chứa lưu huỳnh hay silicat.<ref name="Spencer1996">{{Chú thích tạp chí|title=Io on the Eve of the Galileo Mission |journal=[[Annual Reviews|Annual Review of Earth and Planetary Sciences]] |last=Spencer |first=J. R. |author2=Schneider, N. M.  |pages=125–90 |volume=24 |date=1996 |doi=10.1146/annurev.earth.24.1.125|bibcode = 1996AREPS..24..125S }}</ref>

Các nghiên cứu ảnh chụp hồng ngoại từ các đài thiên văn trên Trái Đất trong những năm 1980 và 1990 đã dần chuyển dịch mô hình về thành phần vật chất trong dung nham núi lửa của Io, từ chủ yếu chứa lưu huỳnh sang chủ yếu chứa silicat, và lưu huỳnh chỉ đóng một vai trò thứ yếu.<ref name="Spencer1996"/> Vào năm 1986, các quan sát về một đợt phun trào sáng trên Io đã cho thấy nhiệt độ ít nhất {{Convert|900|K|-2}}. Nhiệt độ này cao hơn so với [[điểm sôi]] của lưu huỳnh ({{Convert|715|K|disp=or}}), cho thấy thành  phần phải là silicat, ít nhất cho một số dung nham trên Io.<ref name="Johnson1988">{{Chú thích tạp chí|title=Io: Evidence for Silicate Volcanism in 1986 |url=https://archive.org/details/sim_science_1988-12-02_242_4883/page/1280 |journal=Science |last=Johnson |first=T. V. |pages=1280–83 |volume=242 |issue= 4883|date=1988 |doi=10.1126/science.242.4883.1280 |pmid=17817074|bibcode = 1988Sci...242.1280J |display-authors=1 |last2=Veeder |first2=G. J. |last3=Matson |first3=D. L. |last4=Brown |first4=R. H. |last5=Nelson |first5=R. M. |last6=Morrison |first6=D. }}</ref> Nhiệt độ cao tương tự cũng được tìm thấy ở một đợt phun trào tại vùng Surt trong năm 1979, giữa hai chuyến bay qua của các tàu ''Voyager'', và ở một đợt phun trào khác vào năm 1978, được quan sát bởi Witteborn và các đồng nghiệp.<ref name="Witteborn1979"/><ref name="Sinton1980">{{Chú thích tạp chí|title=Io: Ground-Based Observations of Hot Spots |url=https://archive.org/details/sim_science_1980-11-28_210_4473/page/1014 |journal=Science |last=Sinton |first=W. M. |pages=1015–17 |volume=210 |issue= 4473|date=1980 |doi=10.1126/science.210.4473.1015 |pmid=17797493|bibcode = 1980Sci...210.1015S |display-authors=1 |last2=Tokunaga |first2=A. T. |last3=Becklin |first3=E. E. |last4=Gatley |first4=I. |last5=Lee |first5=T. J. |last6=Lonsdale |first6=C. J. }}</ref> Ngoài ra, mô hình dòng dung nham silcat trên Io cho cho thấy chúng nguội đi nhanh chóng, khiến bức xạ nhiệt của chúng được thống trị bởi các thành phần nhiệt độ thấp, chẳng hạn như ở dòng chảy đông cứng nhanh, trái ngược với các khu vực nhỏ vẫn còn được phủ bởi dung nham lỏng với nhiệt độ cao gần bằng nhiệt độ lúc mới phun ra.<ref name="Carr1986">{{Chú thích tạp chí|title=Silicate volcanism on Io |journal=[[Journal of Geophysical Research]] |last=Carr |first=M. H. |pages=3521–32 |volume=91 |date=1986 |doi=10.1029/JB091iB03p03521 |bibcode=1986JGR....91.3521C}}</ref>
[[Tập tin:NIMS_Io_map.jpg|trái|nhỏ|Bản đồ phát xạ nhiệt của Io đo bởi ''Galileo.'']]
Hoạt động núi lửa có thành phần chứa silicat, với dung nham [[bazan]] có [[mafic]] hoặc  siêu mafic (giàu [[magie]]), đã được xác nhận bởi thông tin từ tàu vũ trụ ''[[Galileo (tàu vũ trụ)|Galileo]]'' trong những năm 1990 và 2000, gồm kết quả đo nhiệt độ tại các điểm nóng của Io, nơi phát xạ nhiệt được phát hiện, và kết quả đo quang phổ tại các vùng  vật liệu tối trên Io. Các phép đo nhiệt độ từ Máy ảnh Chất Rắn (SSI) và Phổ kế Lập bản đồ Hồng ngoại gần (NIMS) của ''Galileo'' đã cho thấy nhiều điểm nóng với các thành phần nhiệt độ cao từ ít nhất {{Convert|1200|K|-2}} đến tối đa của {{Convert|1600|K|-2}}, ví dụ như ở vụ phun trào tại [[Pillan Patera]] vào năm 1997.<ref name="Keszthelyi2007"/> Ước tính ban đầu trong quá trình thực hiện nhiệm vụ ''Galileo'' đã gợi ý nhiệt độ phun trào gần {{Convert|2000|K|-2}},<ref name="Davies2001">{{Chú thích tạp chí|title=Thermal signature, eruption style, and eruption evolution at Pele and Pillan on Io |journal=J. Geophys. Res. |last=Davies |first=A. G. |pages=33,079–33,103 |volume=106 |issue=E12 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001357 |bibcode=2001JGR...10633079D |display-authors=1 |last2=Keszthelyi |first2=Laszlo P. |last3=Williams |first3=David A. |last4=Phillips |first4=Cynthia B. |last5=McEwen |first5=Alfred S. |last6=Lopes |first6=Rosaly M. C. |last7=Smythe |first7=William D. |last8=Kamp |first8=Lucas W. |last9=Soderblom |first9=Laurence A.}}</ref> sau đó đã bị chứng minh là quá cao, vì sử dụng mô hình nhiệt sai trong tính toán nhiệt độ.<ref name="Keszthelyi2007"/> Các quan sát quang phổ của các phần vật liệu tối của Io đã chỉ ra sự hiện diện của [[pyroxen]], như [[enstatit]], khoáng chất silicat giàu magnesi phổ biến trong các bazan mafic và siêu mafic. Các vật liệu tối được tìm thấy trong các hố núi lửa, trong các dòng dung nham mới được phun ra, và các trầm tích [[mạt vụn núi lửa]] (pyroclastic) xung quanh các vùng phun trào núi lửa kiểu nổ mới xảy ra.<ref name="GeisslerColor1999">{{Chú thích tạp chí|title=Global Color Variations on Io |journal=Icarus |last=Geissler |first=P. E. |pages=265–82 |volume=140 |date=1999 |doi=10.1006/icar.1999.6128 |bibcode=1999Icar..140..265G |display-authors=1 |issue=2 |author2=McEwen, A. S.}}</ref> Dựa vào kết quả đo nhiệt độ dung nham và các phép đo quang phổ, một số dung nham có thể là tương tự như [[komatiit]] trên Trái Đất.<ref name="Williams2000b">{{Chú thích tạp chí|title=A komatiite analog to potential ultramafic materials on Io |journal=J. Geophys. Res. |last=Williams |first=D. A. |pages=1671–84 |volume=105 |issue=E1 |date=2000 |doi=10.1029/1999JE001157 |bibcode=2000JGR...105.1671W |display-authors=1 |last2=Wilson |first2=Allan H. |last3=Greeley |first3=Ronald}}</ref> Việc siêu gia nhiệt do áp lực lớn, có thể làm tăng nhiệt độ dung nham trong quá trình chúng được phun lên bề mặt trong một vụ phun trào, cũng có thể là một yếu tố gây nên  một số vụ phun trào có nhiệt độ cao hơn.<ref name="Keszthelyi2007"/>

Mặc dù các kết quả đo nhiệt độ của núi lửa Io đã giúp giải quyết cuộc tranh luận về việc núi lửa ở đây chứa lưu huỳnh hay silicat, đã diễn ra trong thời gian giữa các chuyến thăm của tàu ''Voyager'' và ''Galileo'' tại Sao Mộc, lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide vẫn có một vai trò quan trọng trong các hiện tượng quan sát được trên Io. Cả hai vật liệu đã được phát hiện trong các cột khói được tạo ra ở núi lửa của Io, với lưu huỳnh là một phần chính của cột khói loại Pele.<ref name="Spencer2000b">{{Chú thích tạp chí|title=Discovery of Gaseous S<sub>2</sub> in Io's Pele Plume |url=https://archive.org/details/sim_science_2000-05-19_288_5469/page/1208 |journal=Science |last=Spencer |first=J. |pages=1208–10 |volume=288 |issue= 5469|date=2000 |doi=10.1126/science.288.5469.1208 |pmid=10817990|bibcode = 2000Sci...288.1208S |display-authors=1 |last2=Jessup |first2=KL |last3=McGrath |first3=MA |last4=Ballester |first4=GE |last5=Yelle |first5=R }}</ref> Các dòng dung nham sáng màu đã được xác định trên Io, ví dụ tại Tsũi Goab Fluctus, Emakong Patera, và Balder Patera, đã gợi ý về sự tồn tại của hoạt động núi lửa  tràn ngập lưu huỳnh, hay lưu huỳnh dioxide.<ref name="Williams2004">{{Chú thích tạp chí|title=Mapping of the Culann–Tohil region of Io from Galileo imaging data |journal=Icarus |last=Williams |first=D. A. |pages=80–97 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.08.024 |bibcode=2004Icar..169...80W |display-authors=1 |last2=Schenk |first2=Paul M |last3=Moore |first3=Jeffrey M |last4=Keszthelyi |first4=Laszlo P |last5=Turtle |first5=Elizabeth P |last6=Jaeger |first6=Windy L |last7=Radebaugh |first7=Jani |last8=Milazzo |first8=Moses P |last9=Lopes |first9=Rosaly M.C}}</ref>

== Các kiểu phun trào ==
Các quan sát Io, bởi các tàu vũ trụ và các đài thiên văn trên Trái Đất, đã cho thấy có một số loại phun trào núi lửa khác nhau trên thiên thể này. Ba loại chính đã được xác định bao gồm phun trào ''trong vùng lõm'', phun trào ''kiểu chảy'', và phun trào ''kiểu nổ''. Chúng có sự khác biệt về thời gian phun trào, năng lượng thoát ra, nhiệt độ (được xác định từ hình ảnh hồng ngoại), loại dòng chảy dung nham, và việc có bị giới hạn trong hố núi lửa hay không.<ref name="IobookChap7"/>

=== Phun trào trong vùng lõm ===
[[Tập tin:Io_Tupan_Patera.jpg|phải|nhỏ|Tupan Patera, một ví dụ về một vùng lõm núi lửa.]]
''Phun trào trong vùng lõm'' là các phun trào núi lửa xảy ra trong ''vùng lõm núi lửa'',<ref name="Radebaugh2001">{{Chú thích tạp chí|title=Paterae on Io: A new type of volcanic caldera? |journal=J. Geophys. Res. |last=Radebaugh |first=D. |pages=33005–33020 |volume=106 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001406 |bibcode=2001JGR...10633005R |display-authors=1 |last2=Keszthelyi |first2=Laszlo P. |last3=McEwen |first3=Alfred S. |last4=Turtle |first4=Elizabeth P. |last5=Jaeger |first5=Windy |last6=Milazzo |first6=Moses}}</ref> vùng thường có  sàn phẳng bao quanh bởi những bức tường dốc. Vùng lõm núi lửa trên Io trông giống như [[hõm chảo]] trên Trái Đất, nhưng không rõ liệu chúng có được hình thành khi buồng dung nham rỗng bị sụp đổ như trên Trái Đất không. Một giả thuyết cho rằng chúng được tạo ra khi các [[mạch ngang]] (sill) của núi lửa bị làm lộ ra, với lớp vật liệu nằm bên trên bị thổi bay hoặc bị rơi vào trong mạch ngang.<ref name="Keszthelyi2004">{{Chú thích tạp chí|title=A Post-Galileo view of Io's Interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |pages=271–86 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2004.01.005 |bibcode=2004Icar..169..271K |display-authors=1 |last2=Jaeger |first2=Windy L |last3=Turtle |first3=Elizabeth P |last4=Milazzo |first4=Moses |last5=Radebaugh |first5=Jani}}</ref> Một số vùng lõm có dấu hiệu của nhiều vụ sụp đổ đã xảy ra, tương tự như với hõm chảo trên đỉnh [[Olympus Mons]] trên [[Sao Hỏa]] hay [[Kīlauea]] trên Trái Đất, cho thấy rằng chúng có thể thỉnh thoảng được hình thành giống như các hõm chảo.<ref name="Radebaugh2001"/> Vì cơ chế hình thành của chúng vẫn chưa được chắc chắn, thuật ngữ mà [[Hiệp hội Thiên văn Quốc tế]] đặt cho chúng là tên [[Tiếng Latinh|Latinh]] ''patera'' (số nhiều là ''paterae''), thay vì tên gọi của hõm chảo. Không giống các hõm chảo hoặc các cấu trúc tương tự trên Trái Đất và Sao Hỏa, các vùng lõm thường không nằm ở đỉnh của các [[núi lửa hình khiên]] và rộng lớn hơn, với đường kính trung bình cỡ {{Convert|41|km}}.<ref name="Radebaugh2001"/> Độ sâu vùng lõm mới chỉ được đo cho một vài vùng lõm và thường sâu hơn 1&nbsp;km.<ref name="Schaber1982">{{Chú thích sách|chapter=The Geology of Io |title=Satellites of Jupiter |url=https://archive.org/details/satellitesofjupi0000unse |publisher=[[Nhà xuất bản Đại học Arizona]] |first=G. G. |last=Schaber |editor1-first=David |editor1-last=Morrison |editor2-first=Mildred Shapley |editor2-last=Matthews |date=1982 |pages=[https://archive.org/details/satellitesofjupi0000unse/page/556 556]–97 |isbn=0-8165-0762-7}}</ref> Vùng lõm núi lửa lớn nhất trên Io là [[Loki Patera]] có bề ngang {{Convert|202|km}}. Dù cơ chế hình thành có như thế nào, hình thái và phân bố của nhiều vùng lõm núi lửa gợi ý rằng cấu trúc của chúng có tuân theo những quy tắc nhất định, với ít nhất một nửa được bao quanh bởi các [[đứt gãy]] hoặc núi non.<ref name="Radebaugh2001"/>
[[Tập tin:Pele_Io_I32.jpg|trái|nhỏ|Hình ảnh hồng ngoại cho thấy bức xạ nhiệt vào ban đêm từ hồ dung nham Pele.]]
Phun trào kiểu này có thể có hình dạng là các dòng dung nham chảy tỏa ra sàn của vùng lõm, hoặc ở hình dạng [[hồ dung nham]].<ref name="Lopes2004" /><ref name="Perry2003">{{Chú thích hội nghị|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2003/pdf/1720.pdf |format=PDF |title=Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 |conference=[[Hội thảo Khoa học Mặt Trăng và Hành tinh]] XXXIV |location=[[Clear Lake City (Greater Houston)|Thành phố Clear Lake, Texas]] |last=Perry |first=J. E. |display-authors=etal  |date=2003 |id=Abstract #1720}}</ref> Trừ các quan sát ở cự ly gần của tàu vũ trụ Galileo trong bảy lần bay qua Io, với các ảnh chụp khác, có thể khó phân biệt hồ dung nham với dòng dung nham phun tràn lên sàn vùng lõm, do không đủ độ phân giải và phát xạ nhiệt của hai hình dạng này tương tự nhau. Các vụ phun trào trong vùng lõm, ví dụ như vụ phun trào ở [[Gish Bar Patera]] vào năm 2001, có thể to rộng như những vụ phun trào tràn ra các vùng đồng bằng của Io.<ref name="Perry2003" /> Các đặc điểm giống như dòng chảy cũng đã được quan sát trong một số vùng lõm, như ở [[Camaxtli Patera]], gợi ý rằng các dòng dung nham có thể nổi lên sàn của các vùng lõm một cách định kỳ.<ref name="Keszthelyi2001">{{Chú thích tạp chí|title=Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission |journal=J. Geophys. Res. |last=Keszthelyi |first=L. |pages=33025–33052 |volume=106 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001383 |bibcode=2001JGR...10633025K |display-authors=1 |last2=McEwen |first2=A. S. |last3=Phillips |first3=C. B. |last4=Milazzo |first4=M. |last5=Geissler |first5=P. |last6=Turtle |first6=E. P. |last7=Radebaugh |first7=J. |last8=Williams |first8=D. A. |last9=Simonelli |first9=D. P.}}</ref>

Các hồ dung nham trên Io là các vùng thấp được điền đầy bởi dung nham nóng chảy, bao phủ bởi một lớp mỏng dung nham đông cứng. Những hồ dung nham này nối trực tiếp với một bể chứa [[mắc ma]] nằm bên dưới.<ref name="IoVolcanismChap5">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=142–52 |chapter=Effusive activity: landforms and thermal emission evolution}}</ref> Các quan sát phát xạ nhiệt tại một số hồ dung nham trên Io tiết lộ các vùng đá nóng chảy tỏa sáng nằm ở rìa vùng lõm, do lớp phủ mỏng ở mặt trên của hồ bị nứt vỡ theo đường chạy quanh rìa của vùng lõm. Theo thời gian, vì dung nham đông cứng có [[trọng lượng riêng]] lớn hơn so với dung nham vẫn còn nóng chảy, lớp vỏ này có thể bị chìm xuống, gây ra một sự tăng đột ngột bức xạ nhiệt ở vùng lõm núi lửa.<ref name="Matson2006">{{Chú thích tạp chí|title=Io: Loki Patera as a magma sea |journal=J. Geophys. Res. |last=Matson |first=D. L. |pages=E09002 |volume=111 |date=2006 |doi=10.1029/2006JE002703 |bibcode=2006JGRE..11109002M |display-authors=1 |last2=Davies |first2=Ashley Gerard |last3=Veeder |first3=Glenn J. |last4=Rathbun |first4=Julie A. |last5=Johnson |first5=Torrence V. |last6=Castillo |first6=Julie C.}}</ref> Với một số hồ dung nham, ví như tại [[núi lửa Pele]], hiện tượng lớp phủ đông cứng chìm xuống thường xuyên diễn ra, làm chúng trở thành những điểm bức xạ hồng ngoại gần mạnh nhất trên Io.<ref name="Radebaugh2004">{{Chú thích tạp chí|title=Observations and temperatures of Io's Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images |journal=Icarus |last=Radebaugh |first=J. |pages=65–79 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.10.019 |bibcode=2004Icar..169...65R |display-authors=1 |last2=McEwen |first2=Alfred S. |last3=Milazzo |first3=Moses P. |last4=Keszthelyi |first4=Laszlo P. |last5=Davies |first5=Ashley G. |last6=Turtle |first6=Elizabeth P. |last7=Dawson |first7=Douglas D.}}</ref> Tại các hồ dung nham khác, như Loki Patera, hiện tượng này có thể chỉ xảy ra vào một số thời điểm. Ở loại hồ dung nham yên tĩnh hơn này, trong thời điểm diễn ra quá trình chìm xuống của lớp phủ, một làn sóng lớp phủ bề mặt chìm xuống lan tỏa ra vùng lõm với tốc độ khoảng {{Convert|1|km|1}} mỗi ngày, với lớp phủ non mới hình thành ở phía sau làn sóng này, cho tới khi toàn bộ hồ bị dung nham nóng chảy nổi lên. Một vụ phun trào mới sẽ chỉ bắt đầu, ở một thời điểm sau, một khi lớp phủ non mới đã đủ nguội, đủ đông cứng và đủ dày để cho nó không còn có thể nổi bền vững bên trên dung nham lỏng được nữa.<ref name="Rathbun2006">{{Chú thích tạp chí|title=Loki, Io: New ground-based observations and a model describing the change from periodic overturn |journal=[[Geophysical Research Letters]] |last=Rathbun |first=J. A. |first2=J. R. |last2=Spencer |pages=L17201 |volume=33 |issue= 17|date=2006 |doi=10.1029/2006GL026844 |bibcode=2006GeoRL..3317201R|arxiv = astro-ph/0605240 }}</ref> Trong mỗi lần  đảo lộn lớp phủ như vậy, Loki có thể phát ra đến hơn mười lần lượng nhiệt so với khi lớp phủ của nó đang ổn định.<ref name="Howell2007">{{Chú thích tạp chí|title=The nature of the volcanic activity at Loki: Insights from Galileo NIMS and PPR data |journal=Icarus |last=Howell |first=R. R. |author2=Lopes, R. M. C.  |pages=448–61 |volume=186 |issue= 2|date=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2006.09.022 |bibcode=2007Icar..186..448H}}</ref>

=== Phun trào kiểu chảy (kiểu Prometheus)===
[[Tập tin:Io_Culann_Patera.jpg|phải|nhỏ|[[Culann Patera]], một ví dụ về một vụ phun trào kiểu chảy.]]
''Phun trào kiểu chảy'' là các sự kiện phun trào tồn tại lâu dài, tạo ra những dòng dung nham rộng lớn và phức hợp. Độ phủ rộng của những dòng dung nham của phun trào kiểu chảy làm cho chúng trở thành đặc điểm địa hình lớn nhất trên Io. Với loại phun trào này, [[mắc ma]] nổi lên trên bề mặt từ lỗ phun trên sàn của vùng lõm núi lửa, hoặc từ các [[mạch dẫn]] hẹp (fissure) trên vùng đồng bằng, tạo ra những dòng chảy dung nham phồng và phức hợp, tương tự như dung nham ở núi lửa Kīlauea tại Hawaii trên Trái Đất.<ref name="Keszthelyi2001"/> Hình ảnh từ các tàu vũ trụ ''Galileo'' cho thấy nhiều trong số những dòng chảy dung nham lớn trên Io, như ở [[núi lửa Prometheus|Prometheus]] và [[núi lửa Amirani|Amirani]], được tạo ra bởi sự bồi đắp  của những dòng chảy nhỏ hơn bên trên những dòng chảy cũ.<ref name="Keszthelyi2001"/> Phun trào kiểu chảy khác với phun trào kiểu nổ ở chỗ chúng tồn tại lâu hơn và phát ra ít hơn năng lượng trong mỗi đơn vị thời gian.<ref name="IobookChap7"/> Dung nham được phun ra ở tốc độ ổn định, và một vụ phun trào kiểu chảy có thể kéo dài nhiều năm hoặc nhiều thập kỷ.

Những vùng có dòng chảy dung nham dài hơn {{Convert|300|km}} đã được quan sát trên Io tại Amirani và Masubi. Một vùng có dòng chảy dung nham không còn hoạt động có tên là [[Lei-Kung Fluctus]] bao phủ một diện tích rộng {{Convert|125000|km2}}, một khu vực hơi lớn hơn [[Nicaragua]] một chút.<ref name="IoVolcanismChap9">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=155–77 |chapter=The view from ''Galileo'' }}</ref> Độ dày của vùng có dòng chảy không được xác định bởi các thông tin từ tàu Galileo, nhưng những vụ phun trào đơn lẻ trên bề mặt của nó có thể dày khoảng {{Convert|1|m|ft|0|abbr=on}}. Trong nhiều trường hợp, dung nham được phun chảy ra trên bề mặt tại những địa điểm cách lỗ phun của núi lửa hàng chục đến hàng trăm cây số, với vùng nằm giữa lỗ phun núi lửa và địa điểm có dung nhan tràn ra có phát xạ nhiệt thấp. Quan sát này chứng tỏ rằng dòng dung nham được chảy qua các [[Hang động dung nham|ống dung nham]] nối từ lỗ phun của núi lửa đến những địa điểm dung nham tràn ra trên bề mặt.<ref name="McEwen2000">{{Chú thích tạp chí|title=Galileo at Io: Results from High-Resolution Imaging |url=https://archive.org/details/sim_science_2000-05-19_288_5469/page/1192 |journal=Science |last1=McEwen |first1=A. S. |last2=Belton |first2=M. J. |last3=Breneman |first3=H. H. |last4=Fagents |first4=S. A. |last5=Geissler |first5=P. |last6=Greeley |first6=R. |last7=Head |first7=J. W. |last8=Hoppa |first8=G. |last9=Jaeger |first9=W. L. |display-authors=5 |pages=1193–98 |volume=288 |issue=5469 |date=2000 |doi=10.1126/science.288.5469.1193 |pmid=10817986|bibcode = 2000Sci...288.1193M}}</ref>

Mặc dù phun trào kiểu chảy thường có tốc độ phun trào ổn định, những vụ bùng phát phun trào lớn cũng đã được quan sát ở nhiều địa điểm có phun trào kiểu này. Ví dụ, mép của vùng có dòng chảy dung nham Prometheus đã dịch chuyển khoảng {{Convert|75|to|95|km}} giữa lần quan sát của tàu ''Voyager'', trong năm 1979, và lần quan sát bởi tàu  ''Galileo'' vào năm 1996.<ref name="Mcewen1998a">{{Chú thích tạp chí|title=Active Volcanism on Io as Seen by Galileo SSI |journal=Icarus |first1=Alfred S. |last1=McEwen |first2=Laszlo |last2=Keszthelyi |first3=Paul |last3=Geissler |first4=Damon P. |last4=Simonelli |first5=Michael H. |last5=Carr |first6=Torrence V. |last6=Johnson |first7=Kenneth P. |last7=Klaasen |first8=H. Herbert |last8=Breneman |first9=Todd J. |last9=Jones |first10=James M. |last10=Kaufman |first11=Kari P. |last11=Magee |first12=David A. |last12=Senske |first13=Michael J. S. |last13=Belton |first14=Gerald |last14=Schubert |display-authors=5 |pages=181–219 |volume=135 |issue=1 |date=1998 |doi=10.1006/icar.1998.5972 |bibcode=1998Icar..135..181M}}</ref> Mặc dù không mạnh như phun trào kiểu nổ, tốc độ dòng chảy trung bình tại những vùng có dòng chảy phức hợp lớn hơn rất nhiều so với các dòng chảy dung nham tương tự trên Trái Đất. Tốc độ lấn chiếm diện tích của dòng chảy dung nham, tính trung bình, vào khoảng {{Convert|35|-|60|m2}} mỗi giây đã được quan sát thấy ở Prometheus và Amirani qua các thông tin thu được từ tàu ''Galileo'', cao hơn so với {{Convert|0,6|m2}} mỗi giây tại Kīlauea.<ref name="IoVolcanismChap12">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=208–16 |chapter=Prometheus and Amirani: effusive activity and insulated flows}}</ref>

=== Phun trào kiểu nổ (kiểu Pillan) ===
[[Tập tin:Io_Tvashtar_I25.jpg|phải|nhỏ|Hình ảnh các dòng dung nham và đài phun đang hoạt động ở [[Tvashtar Paterae]], chụp bởi tàu ''Galileo'' vào năm 1999.]]
''Phun trào kiểu nổ'' là kiểu phun trào mạnh nhất trên Io. Những vụ phun trào kiểu này, đôi khi được gọi là những "vụ nổ" khi quan sát từ Trái Đất, có đặc trưng là chỉ kéo dài trong vài tuần đến vài tháng, khởi động nhanh chóng, thông lượng dòng chảy phun trào lớn, và bức xạ nhiệt mạnh.<ref name="IoVolcanismChap2">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=27–38 |chapter=Between ''Voyager'' and ''Galileo'': 1979-1995 }}</ref> Chúng làm cho độ sáng của Io ở vùng hồng ngoại gần tăng mạnh trong một khoảng thời gian ngắn. Vụ phun trào núi lửa mạnh nhất đã được thấy trong lịch sử quan sát Io  là một "vụ nổ" tại [[núi lửa Surt|Surt]], quan sát bởi các nhà thiên văn trên Trái Đất vào ngày 22 tháng 2 năm 2001.<ref name="Marchis2002">{{Chú thích tạp chí|last=Marchis|first=F|date=2002-11|title=High-Resolution Keck Adaptive Optics Imaging of Violent Volcanic Activity on Io|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103502969551|journal=Icarus|volume=160|issue=1|pages=124–131|doi=10.1006/icar.2002.6955}}</ref>

Phun trào kiểu nổ xảy ra khi một khối [[mắc ma]] (gọi là một ''[[thể mạch]]'') nổi lên từ [[Lớp phủ (địa chất)|lớp phủ]] nóng chảy ở sâu bên trong lòng Io, đến được bề mặt Io qua một [[mạch dẫn]] hẹp (fissure). Khi đó có một màn trình diễn ngoạn mục giống như một [[Dung nham|đài phun dung nham]].<ref name="Wilson2001">{{Chú thích tạp chí|title=Lava Fountains from the 1999 Tvashtar Catena fissure eruption on Io: Implications for dike emplacement mechanisms, eruptions rates, and crustal structure |journal=J. Geophys. Res. |last=Wilson |first=L. |author2=Head, J. W.  |pages=32,997–33,004 |volume=106 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001323 |bibcode=2001JGR...10632997W}}</ref> Trong giai đoạn đầu của phun trào kiểu nổ, bức xạ nhiệt được thống trị bởi thành phần mạnh trong dải bức xạ hồng ngoại 1-3 [[Micrômét|μm]]. Bức xạ này được phát ra từ một lượng lớn dung nham mới được lộ ra trong đài phun tại lỗ phun.<ref name="IoVolcanismChap11">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=192 207 |chapter=Pillan and Tvashtar Paterae: lava fountains and flows }}</ref> Những vụ phun trào kiểu nổ tại [[núi lửa Tvashtar]] trong tháng 11 năm 1999 và tháng 2 năm 2007, tập trung vào một "rèm" nham thạch dài {{Convert|25|km}} và cao {{Convert|1|km}} sinh ra tại một vùng lõm nằm trong vùng phức hợp [[Tvashtar Paterae]] lớn hơn.<ref name="Wilson2001"/><ref name="Spencer2007">{{Chú thích tạp chí|title=Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano |url=https://archive.org/details/sim_science_2007-10-12_318_5848/page/240 |journal=Science |last=Spencer |first=J. R. |pages=240–43 |volume=318 |issue= 5848|date=2007 |doi=10.1126/science.1147621 |pmid=17932290|bibcode = 2007Sci...318..240S |display-authors=1 |last2=Stern |first2=S. A. |last3=Cheng |first3=A. F. |last4=Weaver |first4=H. A. |last5=Reuter |first5=D. C. |last6=Retherford |first6=K. |last7=Lunsford |first7=A. |last8=Moore |first8=J. M. |last9=Abramov |first9=O.}}</ref>

Lượng lớn các dung nham nóng chảy lộ ra ở những đài phun đã cung cấp cho các nhà nghiên cứu những cơ hội tốt nhất để đo nhiệt độ chính xác của dung nham Io. Nhiệt độ gợi ý của dung nham siêu mafic tương tự [[komatiit]] [[Thời kỳ Tiền Cambri|thời kỳ tiền Cambri]] (khoảng {{Convert|1600|K|-2|disp=or}}) chiếm chủ đạo tại những vụ phun trào như vậy, mặc dù quá trình siêu gia nhiệt của mắc ma khi trồi lên bề mặt có thể cũng đóng vai trò gây ra nhiệt độ cao của dung nham được phun ra.<ref name="Keszthelyi2007"/>
[[Tập tin:Io_Pillan_Patera_comparison.jpg|trái|nhỏ|Hai hình chụp bởi tàu ''Galileo'' cho thấy các tác động của một vụ phun trào kiểu nổ tại Pillan Patera năm 1997.]]
Mặc dù giai đoạn bùng nổ với đài phun dung nham có thể chỉ kéo dài một vài ngày cho đến một tuần, vụ phun trào kiểu nổ vẫn có thể tiếp tục trong nhiều tuần đến vài tháng, sinh ra dòng dung nham silicat có thể tích lớn. Một vụ phun trào lớn trong năm 1997 từ một mạch dẫn phía tây bắc của [[Pillan Patera]] đã phun ra hơn {{Convert|31|km3}} dung nham nóng chảy trong một khoảng thời gian cỡ {{Phân số|2|1|2}} đến {{Phân số|5|1|2}} tháng, và sau đó làm ngập sàn của vùng lõm Pillan Patera.<ref name="Mcewen1998b">{{Chú thích tạp chí|title=High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io |url=https://archive.org/details/sim_science_1998-07-03_281_5373/page/86 |journal=Science |last=McEwen |first=A. S. |pages=87–90 |volume=281 |issue= 5373|date=1998 |doi=10.1126/science.281.5373.87 |pmid=9651251|bibcode = 1998Sci...281...87M |display-authors=1 |last2=Keszthelyi |first2=L |last3=Spencer |first3=JR |last4=Schubert |first4=G |last5=Matson |first5=DL |last6=Lopes-Gautier |first6=R |last7=Klaasen |first7=KP |last8=Johnson |first8=TV |last9=Head |first9=JW}}</ref> Các quan sát bởi tàu ''Galileo'' gợi ý tốc độ lấn chiếm diện tích của dòng dung nham ở Pillan là vào khoảng từ {{Convert|1000|to|3000|m2}} mỗi giây trong vụ phun trào năm 1997. Các dòng chảy trong vụ phun trào này ở Pillan có độ dày khoảng {{Convert|10|m|abbr=on}}, so với độ dày {{Convert|1|m|ft|0|abbr=on}} được quan sát ở vùng phồng tại Prometheus và Amirani. Tương tự, những dòng dung nham chảy nhanh cũng đã được quan sát bởi tàu ''Galileo'' ở [[núi lửa Thor]] vào năm 2001.<ref name="Lopes2004"/> Tốc độ chảy này  tương tự như tại vụ phun trào ở [[Laki]] tại [[Iceland]] trên Trái Đất vào năm 1783 và ở các vụ phun trào dòng lũ bazan khác ở Trái Đất.<ref name="IobookChap7"/>

Các vụ phun trào kiểu nổ có thể tạo ra những thay đổi bề mặt ấn tượng (nhưng thường ngắn ngủi) xung quanh địa điểm phun trào, ví dụ như những vùng trầm tích lớn của các cột khói chứa khí được [[Dung dịch rắn#Giải phóng|giải phóng]] từ đài phun dung nham.<ref name="IoVolcanismChap11"/> Vụ phun trào tại Pillan năm 1997 đã tạo ra một vùng rộng {{Convert|400|km|abbr=on}} chứa các vật chất trầm tích silcat tối màu và lưu huỳnh dioxide sáng màu.<ref name="Mcewen1998b"/> Các vụ phun trào ở Tvashtar năm 2000 và 2007 tạo ra một cột khói cao {{Convert|330|km|abbr=on}}; vật chất trong cột này lắng xuống đã tạo ra một vùng hình nhẫn chứa lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide màu đỏ, rộng {{Convert|1200|km|abbr=on}}.<ref name="Turtle2004">{{Chú thích tạp chí|title=The final Galileo SSI observations of Io: orbits G28-I33 |journal=Icarus |last=Turtle |first=E. P. |pages=3–28 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.10.014 |bibcode=2004Icar..169....3T |display-authors=1 |last2=Keszthelyi |first2=Laszlo P. |last3=McEwen |first3=Alfred S. |last4=Radebaugh |first4=Jani |last5=Milazzo |first5=Moses |last6=Simonelli |first6=Damon P. |last7=Geissler |first7=Paul |last8=Williams |first8=David A. |last9=Perry |first9=Jason}}</ref> Mặc dù có sự xuất hiện ngoạn mục, nhưng do không có nguồn cung cấp vật chất liên tục, các lỗ phun thường quay lại trạng thái trước khi phun sau vài tháng (trong trường hợp ở [[Grian Patera]]) hay vài năm (như ở Pillan Patera).<ref name="Geissler2004"/>

== Các cột khói ==
[[Tập tin:Tvashtarvideo.gif|phải|nhỏ|Hoạt hình ghép từ các ảnh chụp của ''New Horizons'' cho thấy núi lửa Tvashtar ở Io đang phun vật liệu lên độ cao tới {{Convert|330|km}}.]]
Những khám phá về các cột khói núi lửa ở Pele và Loki trong năm 1979 đã cung cấp những bằng chứng rằng Io có hoạt động địa chất tích cực.<ref name="Morabito1979"/> Về cơ bản, các cột khói hình thành khi các vật liệu bốc hơi như [[lưu huỳnh]] và [[Lưu huỳnh điôxit|lưu huỳnh dioxide]] bị đẩy lên trời từ núi lửa của Io với tốc độ đến {{Convert|1|km/s|2}}, tạo ra những đám mây khí và bụi hình ô dù. Các vật chất khác có thể được tìm thấy trong cột khói núi lửa của Io gồm [[natri]], [[kali]] và [[clo]].<ref name="Roesler1999">{{Chú thích tạp chí|title=Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS |url=https://archive.org/details/sim_science_1999-01-15_283_5400/page/352 |journal=Science |last=Roesler |first=F. L. |pages=353–57 |volume=283 |issue=5400 |date=1999 |doi=10.1126/science.283.5400.353 |pmid=9888844|bibcode = 1999Sci...283..353R |display-authors= 1 |last2= Moos |first2= HW |last3= Oliversen |first3= RJ |last4= Woodward Jr. |first4= RC |last5= Retherford |first5= KD |last6= Scherb |first6= F |last7= McGrath |first7= MA |last8= Smyth |first8= WH |last9= Feldman |first9= PD }}</ref><ref name="Geissler1999">{{Chú thích tạp chí|last=Geissler|first=P. E.|last2=McEwen|first2=A. S.|last3=Ip|first3=W.|last4=Belton|first4=M. J. S.|last5=Johnson|first5=T. V.|last6=Smyth|first6=W. H.|last7=Ingersoll|first7=A. P.|date=1999-08-06|title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.285.5429.870|journal=Science|language=en|volume=285|issue=5429|pages=870–874|doi=10.1126/science.285.5429.870|issn=0036-8075}}</ref> Rất nổi bật khi xuất hiện, các cột khói không thường xuyên xảy ra. Trong số khoảng 150 núi lửa đã được quan sát là đang hoạt động trên Io, các cột khói chỉ được phát hiện trong khoảng vài chục núi lửa.<ref name="Geissler2008"/><ref name="Spencer2007"/> Vùng có dung nham chảy trên Io có diện tích giới hạn, cho nên để xóa được các dấu vết của các [[hố va chạm]] trên toàn bộ bề mặt Io, phải cần đến các vật liệu bay ra từ các cột khói và đọng lại trên bề mặt Io.<ref name="Geissler2004"/>

Loại cột khói phổ biến nhất trên Io là các cột bụi, hay còn gọi là loại Prometheus, được sinh ra khi các dòng dung nham chảy qua băng đá lưu huỳnh dioxide, làm bốc hơi các vật liệu, và khiến chúng bay lên trời.<ref name="Milazzo2001">{{Chú thích tạp chí|title=Observations and initial modeling of lava-SO<sub>2</sub> interactions at Prometheus, Io |journal=J. Geophys. Res. |last=Milazzo |first=M. P. |pages=33121–33128 |volume=106 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001410 |bibcode=2001JGR...10633121M |display-authors=1 |last2=Keszthelyi |first2=L. P. |last3=McEwen |first3=A. S.}}</ref> Ví dụ về loại Prometheus bao gồm [[núi lửa Prometheus|Prometheus]], [[núi lửa Amirani|Amirani]], [[núi lửa Zamama|Zamama]], và [[núi lửa Masubi|Masubi]]. Những cột khói thường có độ cao thấp hơn {{Convert|100|km}} và tốc độ phun trào khoảng {{Convert|0,5|km/s|2}}.<ref name="McEwen1983">{{Chú thích tạp chí|title=Two classes of volcanic plume on Io |journal=Icarus |last=McEwen |first=A. S. |author2=Soderblom, L. A.  |pages=197–226 |volume=55 |issue= 2|date=1983 |doi=10.1016/0019-1035(83)90075-1 |bibcode=1983Icar...55..191M}}</ref> Các cột khói loại Prometheus chứa nhiều bụi, với bên trong cột có mật độ dày đặc còn vùng tán bên trên có hình ô dù là [[sóng xung kích|vùng sóng sốc]]. Những cột khói này thường tạo ra vùng có vật liệu rơi xuống và lắng đọng ở bên dưới có hình tròn sáng màu, với bán kính vào khoảng từ {{Convert|100|to|250|km}} và chứa chủ yếu băng đá lưu huỳnh dioxide. Các cột khói loại Prometheus thường thấy ở các núi lửa kiểu chảy, và do đó có thể tồn tại trong thời gian dài. Bốn trên sáu cột khói được quan sát bởi ''Voyager 1'' trong năm 1979 cũng được nhìn thấy trong suốt thời gian tàu  ''Galileo'' thực hiện nhiệm vụ và cả khi ''[[New Horizons]]'' bay qua trong năm 2007.<ref name="Strom1979"/><ref name="Spencer2007"/> Mặc dù các cột bụi có thể được nhìn thấy rõ trên ảnh chụp trong [[Phổ nhìn thấy được|phổ ánh sáng]] thông thường của Mặt Trời, thực hiện bởi các tàu vũ trụ bay qua, nhiều cột khói loại Prometheus có một vầng hào quang mờ nhạt bọc bên ngoài, có chứa nhiều khí và đạt độ cao tương đương với cột khói loại Pele.<ref name="Geissler2008"/>

Các cột khói lớn nhất của Io là loại Pele, được tạo ra khi khí lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide khí được [[dung dịch rắn#Giải phóng|giải phóng]] từ dung nham tại miệng núi lửa hoặc tại hồ dung nham, mang theo các vật liệu [[tephra]].<ref name="Geissler2008"/><ref name="Battaglia2014">{{Chú thích tạp chí|title=Io's theothermal (sulfur) - Lithosphere cycle inferred from sulfur solubility modeling of Pele's magma supply |journal=Icarus |first1=Steven M. |last1=Battaglia |first2=Michael A. |last2=Stewart |first3=Susan W. |last3=Kieffer |volume=235 |pages=123–129 |date=June 2014 |doi=10.1016/j.icarus.2014.03.019 |bibcode=  2014Icar..235..123B}}</ref> Một vài cột khói loại Pele đã được quan sát thường có liên hệ với các núi lửa kiểu nổ, và do đó tồn tại trong thời gian ngắn ngủi.<ref name="IobookChap7"/> Trường hợp của [[núi lửa Pele]] là ngoại lệ, do có hồ dung nham hoạt động liên tục trong thời gian dài, mặc dù cột khói của núi lửa này được cho là không liên tục.<ref name="Geissler2008"/> Các cột khói ứng với lỗ phun có nhiệt độ và áp suất cao hơn, có tốc độ phun lên đến {{Convert|1|km/s|2}}, cho phép chúng đạt đến đỉnh cao khoảng từ {{Convert|300|to|500|km}}.<ref name="McEwen1983"/> Các cột khói Pele tạo ra vật liệu rơi xuống và đọng lại trên bề mặt Io có màu đỏ (từ hợp chất lưu huỳnh chuỗi ngắn) và màu đen (từ tephra), tạo thành vùng hình nhẫn có màu đỏ và kích thước tới {{Convert|1000|km}}, giống như xung quanh núi lửa Pele.<ref name="Geissler2004"/> Các thành phần lưu huỳnh của các cột khói loại Pele được cho là kết quả của dư lượng lưu huỳnh lớn trong lớp vỏ của Io và sự giảm khả năng hòa tan của lưu huỳnh tại tầng thạch quyển sâu hơn trong Io.<ref name="Battaglia2014"/> Các cột khói loại Pele thường mờ hơn loại Prometheus do chứa ít bụi hơn, khiến một số được gọi là cột khói tàng hình. Những cột khói này đôi khi chỉ quan sát được khi Io nằm trong [[Thiên thực|trong bóng tối của Jupiter]]  hoặc qua ảnh chụp trong phổ [[Tử ngoại|cực tím]]. Một lượng nhỏ bụi quan sát được trong ánh sáng Mặt Trời được tạo ra khi khí lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide ngưng tụ lại, khi các dòng khí này đạt đến đỉnh của quỹ đạo đạn đạo.<ref name="Geissler2008"/> Đây là lý do tại sao những cột khói này thiếu cột trung tâm dày đặc thường thấy trong loại Prometheus, loại mà bụi được sinh ra ngay từ nguồn. Ví dụ của các cột khói loại Pele đã được quan sát là ở Pele, Tvashtar, và Grian.<ref name="Geissler2008"/>

== Xem thêm ==
* [[Danh sách núi lửa ngoài Trái Đất]]
* [[Núi lửa trên Sao Kim]]
* [[Núi lửa trên Sao Hỏa]]

== Tham khảo ==
{{Tham khảo|30em}}

== Liên kết ngoài ==
{{thể loại Commons|Volcanoes of Io}}
* [http://www.solarviews.com/eng/iovolcano.htm Các đặc trưng núi lửa ở Io]
* [http://pirlwww.lpl.arizona.edu/~geissler/Volcanic_centers/gif/ Các ứng viên thay đổi bề mặt Io]
{{Danh sách núi lửa}}
{{Io}}

[[Thể loại:Núi lửa Io|*]]
[[Thể loại:Núi lửa học Io| ]]
[[Thể loại:Io (vệ tinh)]]
[[Thể loại:Núi lửa|I]]