Povrch Na základe poznatkov prastarého povrchu Mesiaca, Marsu a Merkúru vedci predpokladali, že aj povrch Io je zbrázdený množstvom impaktných kráterov, ktoré budú dobre viditeľné na prvých snímkach povrchu zo sondy Voyager 1. Z množstva kráterov by potom bolo možné stanoviť vek mesiaca. Ale prvé snímky prekvapivo ukázali, že povrch je takmer bez kráterov. Namiesto toho bol pokrytý hladkými planinami narušovanými horami rôznej veľkosti a tvaru, lávovými výlevmi a prúdmi. Celý povrch je navyše rôzne zafarbený v závislosti od materiálu, ktorý sa v určitej oblasti nachádza, čo viedlo k prirovnaniu mesiaca k pomaranču alebo pizze. Neprítomnosť väčších impaktných kráterov napovedá, že povrch mesiaca je geologicky veľmi mladý, podobne ako povrch Zeme, čo je dané neustálym ukladaním sopečného materiálu a pochovávaním starších kráterov. Tieto závery následne potvrdili snímky sondy Voyager 1 ukazujúce 9 aktívnych sopiek. Teplota na povrchu dosahuje v priemere −143 °C, ale rozsiahle oblasti vplyvom sopečnej činnosti majú teplotu okolo 17 °C. Špekuluje sa, že tieto oblasti by mohli byť lávovými jazerami, ktoré sú na povrchu čiastočne stuhnuté. Mapa povrchu Io Zloženie povrchu Rôzne farebné oblasti na povrchu Io sú pravdepodobne zapríčinené rôznym materiálom vyvrhovaným na povrch počas sopečnej činnosti. Ide o silikáty (napr. ortopyroxén), síru a oxid siričitý. Celý povrch mesiaca je pokrytý zmrznutým oxidom siričitým, ktorý vytvára oblasti s bielym až šedivým povlakom. Depozity síry na rôznych miestach mesiaca sa naproti tomu javia v žltej až žlto-zelenej farbe. Uloženiny síry v stredných šírkach a polárnych oblastiach sú vystavené pôsobeniu radiácie, čo mení stabilitu síry prejavujúcej sa zmenou počtu väzieb na 8 a zmenou farby na červeno-hnedú. Explozívne erupcie sopiek mnohokrát vytvárajú mračná v tvare dáždnika, keď späť na povrch dopadá materiál tvorený sírou a silikátmi. Materiál z mračien dosadajúcich na povrch je často červenkastý, čo je spôsobené prítomnosťou síry. Vo všeobecnosti mračná vznikajú nad trhlinami, kde sa na povrch vylieva láva a dochádza k úniku sopečných plynov, v ktorých má veľké zastúpenie S2 prejavujúci sa práve červenou farbou. Príkladom červených usadenín je okolie sopky Pele. Tieto červené usadeniny sú pravdepodobne tvorené sírou (reťazcov troch až štyroch molekúl síry), oxidom siričitým a možno aj Cl2SO2. Ak sa žeravá láva dostane do oblastí, kde už existujú ložiská uloženej síry a alebo oxidu siričitého, dochádza k vzájomnej interakcii, ktorá sa prejavuje vznikom bielych alebo sivých mračien. Mapovanie chemického zloženia a vysoká hustota mesiaca naznačujú, že voda sa na mesiaci nachádza len minimálnom množstve alebo vôbec, aj napriek tomu, že malé množstvo vodného ľadu alebo hydratovaných minerálov bolo už na povrchu zaznamenané, a to prevažne v oblasti severozápadných svahov Gish Bar Mons. Neprítomnosť väčšieho množstva vody je pravdepodobne dôsledok podmienok, ktoré panovali v Jupiterovej sústave v čase vzniku. Vtedy bol Jupiter dostatočne horúci na to, aby sa prchavé látky v oblasti obežnej dráhy mesiaca Io vyparili, ale nie dostatočne horúci, aby sa to stalo aj u jeho vzdialenejších ľadových mesiacov. Vulkanizmus 300 px|Aktívny lávový prúd v sopečnej oblasti Tvashtar Paterae Snímky vyhotovené sondou Galileo v novembri 1999 a februári 2000. Počas preletov sond Voyager 1 a Voyager 2 bol na mesiaci ako na prvom telese mimo Zem objavený aktívny vulkanizmus. Vďaka postupnému preletu oboch sond bolo možné mesiac pozorovať s odstupom času, čo umožnilo zaznamenať 9 sopiek počas erupcie a následným porovnaním snímok objaviť ďalšie sopky na povrchu mesiaca. Počas silných erupcií môžu vzniknúť prúdy, ktoré sú až stovky kilometrov dlhé. Sú zložené prevažne z bazaltických láv bohatých na horčík. Počas erupcií sa do atmosféry dostane značné množstvo materiálu, ktorý dosahuje výšku až , odkiaľ je zase pozvoľna priťahovaný na povrch, alebo unikne do voľného priestoru. Niektoré pozorované úlomky mali rýchlosť aj viac ako 1 km/s. Povrch Io je pokrytý depresiami známymi ako paterae . Všeobecne sa paterae vyznačuje rovným povrchom ohraničeným strmými svahmi, čo zodpovedá v pozemskej analógii kalderám, ale v súčasnosti nie je známe, či je ich vznik spojený s vyprázdnením magmatického kozuba a následným zrútením stropu. Oproti kalderám na Marse či na Zemi nie sú na Io tieto útvary situované na vrcholoch štítových sopiek a sú väčšie so stredným priemerom okolo (najväčší známy sa nachádza v oblasti Loki Patera s priemerom ). Mechanizmus vzniku, morfológia a rozmiestnenie napovedajú, že väčšina týchto útvarov má spojitosť so štrukturálnymi deformáciami terénu. Približne polovica z nich je obklopená zlomami či horami. Nachádzajú sa na strane sopečných erupcií, takže lávové prúdy sa často rozlejú na ich rovnom povrchu, ako sa stalo roku 2001 v oblasti Gish Bar Patera. Ďalšou možnosťou je, že ich vyplnením lávou dôjde k vzniku lávového jazera. Lávové prúdy sú ďalším výrazným morfologickým činiteľom na povrchu mesiaca. Magma vystupuje na povrch cez praskliny alebo zlomy, odkiaľ sa začne rozlievať do okolia podobne ako v prípade pozemskej sopky Kilauea na Havaji. Snímky zo sondy Galileo ukázali, že väčšina hlavných lávových výlevov (ako napríklad v okolí sopiek Prometheus a Amirani) vzniká prekrývaním starších väčších lávových výlevov menšími mladšími výlevmi. Medzi preletmi sond Voyager a Galileo v roku 1996 bol neďaleko sopky Prometheus pozorovaný lávový výlev, ktorý sa predĺžil zo na . Ďalšia pozorovaná erupcia v roku 1997 pokryla čerstvou lávou viac ako v okolí Pillan Patera. Analýza snímok zo sond Voyager viedla vedcov k názoru, že výlevy sú tvorené rôznymi druhmi roztavenej síry. Neskoršie pozemné pozorovania v oblasti infra-žiarenia a merania sondy Galileo však naznačili, že môže ísť o lávové výlevy tvorené bazaltmi s výrazným zastúpením mafických a ultramafických hornín. Táto hypotéza je založená na meraní teploty tzv. "horúcich škvŕn" alebo oblastí s emisiami tepla, ktoré môžu dosahovať teplotu medzi 1200 K až 1600 K. Prvé výsledky modelov naznačovali teploty až okolo 2000 K, ale neskôr boli upravené na základe použitia lepšieho termálneho modelu pre teplotu. Objavenie mračien nad sopkami Pele a Loki bol prvý dôkaz toho, že je mesiac geologicky aktívny. Vyvrhovaný materiál v mračnách môže obsahovať sodík, draslík a chlór. Mračná sa vyskytujú v dvoch typoch. Najväčšie mračná sú tvorené plynnou formou síry a oxidu siričitého, ktorý uniká z vyvrhovanej magmy v procese tzv. "odplynenia magmy". Usadzovaním častíc z mračna vznikajú červené (obsahujúce síru) alebo čierne (obsahujúce silikáty) usadeniny na povrchu, ktoré môžu dosahovať až v priemere. Vyskytujú sa napríklad v okolí sopky Pele, Tvashtar a alebo Dazhbog Patera. Druhý typ mračien vzniká pri kontakte vyvretej lávy so zmrznutým oxidom siričitým, čím dochádza k jeho zahriatiu a vyparovaniu. Takto vzniknuté mračná sú väčšinou svetlé a majú výšku najviac . Vyskytujú sa napríklad v okolí sopiek Prometheus, Amirani a Masubi. Súbor:Tohil Mons.jpg|left|thumb|Snímka hory Tohil Mons vysokej zo sondy Galileo Vrchy a pohoria Na povrchu Io sa nachádza 100 až 150 vrchov, ktoré sú v priemere vysoké. Maximálne výšky dosahujú v južnej oblasti Boösaule Montes 17,5 ± . Vrchy sa často vyskytujú ako ohromné izolované telesá (v priemere sú široké), ktoré nespája očividná globálna tektonická udalosť ako je tomu na Zemi. Na základe ich tvaru sa dá usudzovať, že ich zloženie vyžaduje vyšší obsah silikátových hornín než zlúčenín síry. Aj napriek rozsiahlym prejavom vulkanizmu, ktoré dávajú Io jeho charakteristický vzhľad, sú takmer všetky hory na povrchu tektonického pôvodu a nie sopečného. Predpokladá sa, že väčšina hôr vznikla v dôsledku stláčania podloží litosféry, ktoré často vyústi do zdvihu, náklonu časti kôry mesiaca a následného strihu. Následne dochádza k subsidencii vrchov, ktoré sú neustále prekrývané ďalším sopečným materiálom. Globálne rozloženie vrchov je v priamej opozícii so sopečnými telesami; v oblasti, kde sa nachádza viac vrchov, je menej sopiek a naopak. Táto skutočnosť naznačuje, že veľké oblasti litosféry sú vo fáze kompresie (vrchy) a extenzie (sopky). V iných oblastiach sú ale obe hlavné časti vzájomne prekryté, takže je pravdepodobné, že magma často na povrch putuje aj rôznymi zlomami, ktoré sa v kôre nachádzajú. Hory na povrchu Io majú rôzny morfologický vzhľad, vrcholok najčastejšie tvoria tzv. plató. Tieto útvary reprezentujú rozsiahle telesá s rovným vrchom tzv. mesy s drsným povrchom. Ostatné vrchy sa zdajú byť naklonenými blokmi kôry s málo príkrymi svahmi, ktoré vznikli vytlačením z pôvodne rovného povrchu. Obidva dva hlavné typy majú z jednej alebo z viacerých strán ostré svahy. Len malé množstvo vrchov na povrchu má vulkanický pôvod, ide pravdepodobne o nízke štítové sopky so sklonmi medzi 6° až 7° a malou depresiou na vrchole, ktorá by mohla byť centrálna kaldera. Vulkanické hory sú väčšinou menšie než ostatné hory, sú vysoké iba 1 až a široké od 40 do . Niektoré ďalšie štítové sopky s ešte menej naklonenými svahmi je možné pozorovať na snímkach oblasti Ra Patera, ale zatiaľ sa nedajú zmerať. Zdá sa, že všetky pozorované hory javia známky silnej erózie. Na ich úbočiach je možné pozorovať zosuvy materiálu, ktorý sa hromadí pri úpätí vrchov, čo naznačuje, že ide o dominantný erozívny činiteľ.