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이오 (위성)

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목차

1. 개요

이오는 목성의 위성 중 하나로, 갈릴레오 갈릴레이가 1610년에 발견했다. 이오는 화산 활동이 매우 활발한 천체로, 표면에는 다양한 색상의 유황 화합물과 규산염 광물, 용암류, 화산, 산 등이 존재한다. 이오의 내부 구조는 규산염질 지각과 맨틀, 철질 핵으로 이루어져 있으며, 조석 가열에 의해 내부열이 발생한다. 이오는 목성의 자기권과 상호작용하며, 얇은 대기는 주로 이산화 황으로 구성되어 있다.

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이오 (위성)
기본 정보
분출하는 [[프로메테우스 (화산)|프로메테우스]] 화산이 중앙에서 약간 왼쪽에 보이는 이오의 고해상도 천연색 이미지. 양쪽의 희끄무레한 평원은 화산에서 퇴적된 [[이산화 황]] 서리로 덮여 있고, 노란색 지역은 [[황]]의 비율이 더 높다.
1999년 갈릴레오 우주선이 촬영한 이오의 색상 강화 이미지.
다른 이름목성 I
형용사이오의
명명 유래이오
궤도 정보
모행성목성
궤도 그룹갈릴레오 위성
평균 궤도 반지름421,700 km (0.002819 AU)
이심률0.0040313019
근점420,000 km (0.002808 AU)
원점423,400 km (0.002830 AU)
공전 주기1.769137786 일 (152853.5047 초, 42.45930686 시간)
평균 속도17.334 km/s
궤도 경사목성 적도 기준 0.05°
궤도 경사 (황도 기준)2.213°
자전동기
자전 속도271 km/h
물리적 특성
평균 반지름1821.6 ± 0.5 km (지구의 0.28592배)
크기3,660.0 × 3,637.4 × 3,630.6 km
표면적41,698,064.7357 km² (지구의 0.082배)
부피2.5319064907E10 km³ (지구의 0.023배)
질량8.931938 ± 0.000018E22 kg (지구의 0.015배)
평균 밀도3.528 ± 0.006 g/cm³ (지구의 0.639배)
표면 중력1.796502844 m/s² (0.1831923077 g)
관성 모멘트 계수0.37824 ± 0.00022
탈출 속도2,558.3174910781 m/s
북극의 적경268.05°
북극의 적위64.50°
반사율0.63 ± 0.02
겉보기 등급5.02 (충 위치)
각크기1.2 각초
온도
표면 온도 (최저)90 K
표면 온도 (평균)110 K
표면 온도 (최고)130 K
대기
대기 존재 여부있음 (매우 희박한 외기권)
표면 압력0.5 ~ 4 mPa
대기 조성90% 이산화 황
발견 정보
발견자갈릴레오 갈릴레이 (및 시몬 마리우스)
발견일1610년 1월 7일

2. 작명

시몬 마리우스는 갈릴레이 위성을 단독으로 발견한 것으로 인정받지 못했지만, 그가 제안한 이름들은 현재 널리 쓰이고 있다. 마리우스는 1614년 저작 ''Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici''에서 목성에 가장 가까운 위성에 "목성의 수성"이나 "목성계 행성들 중 첫째" 등의 이름을 제안했다.[163] 1613년 10월 요하네스 케플러의 제안에 따라, 마리우스는 갈릴레이 위성들에 그리스 신화의 제우스나 로마 신화의 유피테르의 연인 이름을 붙이는 작명법을 고안했다. 그는 그중 목성과 가장 가까운 위성에 이오의 이름을 붙였다.[163][164]

마리우스가 지은 이름은 이후 수세기 후에야 널리 쓰이게 되었고, 초창기 천문학 문헌 대부분에는 이오를 보통 '목성 I'(Jupiter I) 또는 '목성의 제1 위성'처럼 로마 숫자 명칭으로 기록했다.[165][173][174]

이오 표면의 지형 이름은 이오 신화 속 인물과 장소, 불·화산·태양·번개를 상징하는 세계 각국 전설 속의 신들, 단테의 신곡에 나오는 인물과 장소에서 따왔다.[166] 국제 천문 연맹은 보이저 1호가 처음으로 근접 영상을 보내 온 이래 이오의 화산, 산, 평원, 고반사도 지형 명칭 225개를 승인했다.

화산활동으로 생긴 지형은 '파테라'(잔받침 모양의 화산 함몰지), '플럭투스'(용암류), '발리스'(용암이 만든 해협 모양 지형), '활성 분출 중심'(특정 화산에서 최초로 연기가 뿜어져 나온 지점) 등으로 명명되었다.[166] 산악지대는 '몬스', 고원은 '멘사'(책상), 층을 이룬 대지는 '플라눔', 순상화산은 '톨루스'(천장이 둥근 건물)로 명명되었다.[166] 반사율이 높아 밝은 지대는 '레지오'로 불린다. 이러한 명칭을 사용한 예로는 프로메테우스, 판 멘사, 트바쉬타 파테라, 취고압 플룩투스 등이 있다.[167]

일본과 관련된 지형으로는 일본 신화에서 유래한 아마테라스 파테라, 히루코 파테라, 스사노오 파테라, 마스비 플럭투스, 불동명왕(아찰라 나타)에서 유래한 아찰라 플럭투스, 아이누 신화에서 유래한 후치 파테라, 일본어에서 유래한 카미나리 파테라, 라이덴 파테라, 센겐 파테라가 있다.

3. 관측 역사

갈릴레오 갈릴레이는 이오를 발견했다.


갈릴레오 갈릴레이는 1610년 1월 7일 파도바 대학교에서 20배율 굴절 망원경을 사용하여 이오를 처음 관측했다. 그러나 망원경의 성능이 낮아 이오와 유로파를 분리하지 못하고 하나의 광점으로 기록했다. 1610년 1월 8일, 이오와 유로파는 목성계 관측 중 처음으로 분리된 천체로 관측되었다. 국제 천문 연맹은 이 날을 이오의 발견일로 인정한다.[168] 갈릴레이는 1610년 3월에 이오와 다른 목성의 위성들의 발견을 ''Sidereus Nuncius''라는 제목으로 출판했다.[169] 시몬 마리우스는 1614년에 출판한 ''Mundus Jovialis''에서 자신이 갈릴레이보다 일주일 앞선 1609년에 이오와 다른 목성의 위성들을 발견했다고 주장했다. 갈릴레이는 이 주장을 의심했고, 마리우스의 저작을 표절로 간주했다. 마리우스의 최초 발견일인 1609년 12월 29일은 율리우스력으로, 갈릴레이가 사용한 그레고리력으로는 1610년 1월 8일에 해당한다.[170] 마리우스보다 먼저 발견을 공표한 갈릴레이가 이오의 발견자로 인정받는다.[171]

이후 250년 동안 이오는 천문학자들의 망원경 속에서 5등급 밝기의 광점으로 남아 있었다. 17세기에는 이오와 다른 갈릴레이 위성들이 경도를 정하거나, 케플러의 행성 운동 법칙을 검증하거나, 목성과 지구 사이 빛이 도달하는 데 걸리는 시간을 재는 등 여러 목적으로 활용되었다.[169][172] 카시니 등 여러 천문학자들이 만든 천체력을 바탕으로 피에르시몽 라플라스는 이오, 유로파, 가니메데의 궤도 공명을 설명하는 수학 이론을 만들었다.[169]

19세기 말에서 20세기에 이르러 천문학자들은 향상된 망원경 기술 덕분에 이오 표면의 거대한 특징들을 분해하여 관측할 수 있게 되었다. 1890년대에 에드워드 바나드는 이오의 적도와 극 지역의 밝기 차이를 최초로 발견했다. 바나드는 이 밝기 차이가 이오가 두 개의 별개 천체이거나 계란 모양이기 때문이 아니라, 두 지역의 색채 및 알베도가 다르기 때문이라고 정확히 지적했다.[173][174][175] 이후 망원경 관측으로 뚜렷하게 적갈색 빛을 내는 이오 극지대와 적도의 황백색 띠 구조가 확인되었다.[176]

20세기 중반, 망원경 관측으로 이오 외관의 실마리가 풀리기 시작했다. 분광 관측 결과 이오 표면에 물은 없으며,[177] 대신 나트륨의 소금과 황으로 이루어진 증발 물질들이 표면을 뒤덮고 있는 것으로 추측되었다.[178] 전파망원경 관측으로 데카미터 파장 폭발이 이오의 공전 주기와 연관이 있음을 확인, 이오가 목성 자기장에 미치는 영향을 밝혀냈다.[179]

파이어니어 11호가 촬영한 이오의 모습.


파이어니어 10호와 파이어니어 11호는 각각 1973년 12월과 1974년 12월에 목성을 지나치며 이오를 관측했다.[180] 전파 추적을 통해 이오의 질량과 크기를 측정했고, 이오가 갈릴레이 위성 중 가장 밀도가 높으며, 얼음보다는 규산암으로 구성되어 있다는 것이 밝혀졌다.[181] 이오 궤도 주변에서 강력한 방사능과 이오의 얇은 대기가 발견되었다. 파이어니어 11호가 찍은 이오의 북극 지역 사진은 최초의 이오 사진이었다.[182] 파이어니어 10호에서도 확대 이미지를 찍는 것이 계획되었으나, 높은 방사능 때문에 관측 기기가 작동하지 않았다.[180]

4. 궤도와 자전

이오는 목성 중심으로부터 421700km 떨어진 곳, 목성 구름 꼭대기로부터는 350000km 떨어진 곳을 공전한다. 갈릴레이 위성 중 가장 안쪽에 있으며, 테베와 유로파 궤도 사이에 있다. 목성 내부 위성들을 포함하면, 이오는 목성에서 다섯 번째 위성이다. 이오는 목성을 한 바퀴 도는 데 약 42.5시간(1.77일)이 걸리는데, 이는 하룻밤 사이에 그 움직임을 볼 수 있을 정도로 빠른 속도이다.

이오, 유로파, 가니메데의 라플라스 공명 애니메이션 (합동은 색상 변경으로 강조됨)


이오는 유로파와 2:1 궤도 공명을 보이고, 가니메데와는 4:1 궤도 공명을 보인다. 이는 유로파가 목성을 한 번 돌 때 이오는 두 번 돌고, 가니메데가 목성을 한 번 돌 때 이오가 네 번 돈다는 뜻이다. 이 궤도 공명으로 이오의 궤도 이심률은 0.0041로 유지되며, 이오에 열을 공급하여 지질학적 활동을 만드는 주원인이 된다.[50] 이렇게 강제적으로 궤도가 일그러지지 않는다면 이오의 궤도는 조석 가속을 통해 원 모양이 될 것이고 이오는 지질학적으로 좀 더 조용한 세계가 될 것이다.

달이나 다른 갈릴레이 위성들처럼 이오는 공전 주기와 자전 주기가 일치하며, 목성을 향해 한쪽 면만을 계속 향하고 있다. 이 '일치성'으로 인해 이오의 경도(좌표) 체계가 만들어진다. 이오의 본초 자오선은 이오와 목성의 직하점에서 적도와 교차한다. 항상 목성을 바라보는 면을 목성 직하 반구로 부르며, 반대로 목성을 항상 등지는 면을 목성 반대 반구로 부른다. 또 공전 궤도상 움직이는 방향을 항상 바라보는 면을 순행 반구로 부르며, 반대로 공전 방향의 반대쪽을 바라보는 면을 역행 반구로 부른다.[76]

5. 목성 자기권과의 상호작용

이오는 목성의 자기권 형성에 중요한 역할을 한다. 이오는 40만 볼트의 전압을 발생시키는 발전기 역할을 하며, 300만 암페어의 전류를 생성하고, 목성의 자기권을 2배 이상으로 팽창시키는 이온을 방출한다. 목성의 자기권은 이오의 희박한 대기에서 나오는 기체와 먼지를 초당 1톤씩 쓸어 모은다. 이 물질은 대부분 이온 또는 원자 상태의 황, 산소와 염소, 원자 상태의 나트륨과 칼륨, 분자 상태의 이산화황과 황, 그리고 염화나트륨 먼지이다. 이러한 물질들은 이오의 화산 활동에서 기원하지만, 목성의 자기권에 흩어져 행성간 공간으로 나오는 물질은 이오의 대기에서 직접 나온다. 이 물질들은 이온화 상태나 구성에 따라 다르지만, 궁극적으로 다양한 중성 물질의 구름이나 목성 자기권 내의 방사선대에 도달하고, 경우에 따라서는 그 후 목성계에서 방출되기도 한다.

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표면에서 이오 반지름의 약 6배 정도 거리까지 퍼져 이오를 둘러싸고 있는 것은 중성 황, 산소, 나트륨, 칼륨 원자의 구름이다. 이러한 입자들은 이오의 고층 대기에 기원을 두고 있으며, 플라스마 토러스 내의 이온과의 충돌에 의해 여기되어, 다른 과정을 통해 이오의 힐 구체(이오의 중력이 목성의 중력을 능가하는 영역)를 채우고 있다. 이 물질의 일부는 이오의 중력을 벗어나 목성을 공전하는 궤도에 진입한다. 20시간에 걸쳐 이러한 입자들은 이오에서 확산되어 바나나 모양의 중성 구름을 형성하고, 이 구조는 이오 궤도의 내측에서는 이오의 앞쪽으로, 이오 궤도의 외측에서는 이오의 뒤쪽으로 목성 반지름의 6배 거리까지 퍼진다. 이러한 입자들을 여기시키는 충돌 과정은 때때로 플라스마 토러스 내의 나트륨 이온에 전자를 공급하여 재결합하고, 이에 의해 생성된 새로운 고속의 중성 입자는 토러스에서 제거된다. 이러한 입자들은 약 70 km/s의 속도를 얻고 (이오의 궤도 속도는 17 km/s임), 이오에서 멀어지는 제트로 방출된다.

이오는 이오 플라스마 토러스로 알려진 강한 방사선대 안을 공전하고 있다. 이 이온화된 황, 산소, 나트륨, 염소의 도넛 모양의 고리에 있는 플라스마는 이오를 둘러싸고 있는 "구름" 속에 있는 중성 원자가 이온화되어 목성의 자기권에 의해 운반될 때 발생한다. 중성 구름 속에 있는 입자와는 달리, 이러한 입자들은 목성의 자기권과 함께 회전하며, 목성 주위를 74 km/s로 공전한다. 목성 자기장의 다른 부분과 마찬가지로 플라스마 토러스는 목성의 적도면(그리고 이오의 궤도면)에 대해 기울어져 있기 때문에, 이오는 때로는 플라스마 토러스의 중심보다 위에 있고, 때로는 아래에 있다. 앞서 언급했듯이 이러한 이온들은 고속이고 고에너지이기 때문에, 이오의 대기나 넓게 퍼진 중성 구름에서 중성 원자나 분자를 제거하는 역할을 한다.

토러스는 세 가지 영역으로 구성되어 있다. 첫 번째는 이오 궤도 바로 바깥쪽에 있는 "따뜻한" 토러스이다. 두 번째는 "리본"으로 알려진 수직 방향으로 넓게 퍼진 영역으로, 목성에서 이오까지의 거리에 위치하며, 중성 물질의 기원과 냉각되는 플라스마로 구성된다. 세 번째는 "차가운" 토러스로, 목성을 향해 점차 나선형으로 떨어지는 입자로 구성된다. "따뜻한" 토러스 내의 입자들은 토러스 내에 평균 40일 동안 머문 후 탈출하여, 목성의 비정상적으로 큰 자기권의 부분적인 원인이 되며, 외향적인 압력으로 자기권을 내부에서 팽창시키고 있다. 이오에서 나오는 입자들은 자기권 플라스마의 변동으로 감지되며, 이는 뉴 허라이즌스에 의해 매우 긴 자기권 꼬리로 감지되었다. 플라스마 토러스 내의 유사한 변동을 연구하기 위해서는, 그것이 방출하는 자외선을 측정하는 방법이 있다. 이러한 변동은 플라스마 토러스 내의 물질의 궁극적인 근원인 이오의 화산 활동과 명확하게 연결되어 있지는 않지만, 중성 나트륨 구름을 통해 관련되어 있다.

탐사선 율리시스가 1992년에 목성에 접근했을 때, 목성계에서 방출되는 먼지 크기의 입자 흐름을 감지했다. 흩어진 흐름 속에 있는 먼지는 초속 수백 km 이상의 속도로 목성에서 멀어지고 있으며, 입자 크기의 평균은 10 µm이고, 염화나트륨이 주성분이었다. 갈릴레오 탐사선에 의한 먼지 측정에서는 이러한 먼지 흐름이 이오가 기원임이 나타났지만, 어떻게 형성되었는지, 이오의 화산 활동이 기원인지 아니면 표면에서 제거된 물질이 기원인지에 대해서는 명확해지지 않았다.

이오를 가로지르는 목성의 자력선은 자속관으로 알려져 있으며, 전류를 생성하여 이오의 대기와 중성 구름, 그리고 목성의 극지역 고층 대기를 연결하고 있다. 이 전류는 "Io footprint"(이오의 발자국)으로 알려져 있는 목성의 극지역에서의 오로라 발광이나 이오의 대기에서의 오로라를 생성하고 있다. 이 오로라 상호 작용에 의한 입자는 가시광선 파장에서 목성의 극지역을 어둡게 보이게 한다. 지구와 목성에 대한 이오와 그 오로라의 발자국의 위치는 지구에서 본 목성 전파 방사에 강한 영향을 준다. 이오가 보일 때는 목성에서 나오는 전파가 크게 증가한다. 현재 목성을 공전하는 궤도에 진입한 주노는 이 과정을 명확히 하는 관측을 하고 있다. 이오의 이온층을 가로지르지 않은 목성의 자력선도 전류를 유도하여 이오의 내부에 유도 자장을 생성한다. 이오의 유도 자장은 표면에서 50 km 아래에 있는 부분적으로 녹은 규산염 마그마에서 발생한다고 생각된다. 유사한 유도 자장은 갈릴레오 탐사선에 의해 다른 갈릴레이 위성에서도 발견되었으며, 이러한 위성 내부의 액체 물의 바다에서 발생하고 있다.

6. 구조

이오는 주로 규산염 암석과 철로 구성되어 있으며, 물의 얼음과 규산염 암석의 혼합물이 주성분인 태양계 외곽의 다른 위성들과는 달리, 전체 조성이 지구형 행성과 유사하다. 이오의 밀도는 3.5275 g/cm3로 태양계의 어떤 위성보다 높으며, 달의 밀도인 3.344 g/cm3보다 약간 높다.[5] 내부 모형에서는 암석이 풍부한 지각과 맨틀, 철 또는 황화철이 풍부한 핵으로 분화되어 있음을 시사한다. 이오의 금속핵은 질량의 약 20%를 차지한다. 핵이 거의 철로 이루어져 있었다면 반지름은 350km~650km, 철과 황의 혼합물로 이루어져 있었다면 550km~900km로 추정된다. 갈릴레오의 자력계에서는 이오 내부 고유 자기장을 검출할 수 없어, 핵이 대류를 일으키고 있지 않음을 시사했다. 그러나 이후 데이터 재분석에서 자기장이 있음이 나타났다.

이오의 맨틀은 적어도 75%가 마그네슘이 풍부한 포스터라이트로 이루어져 있으며, 전체 조성은 L형 보통 콘드라이트나 LL형 보통 콘드라이트 운석과 비슷하다. 규소에 대한 철의 양은 달이나 지구보다 많지만, 화성보다는 적다. 이오에서 관측된 열류를 설명하기 위해 이오 맨틀의 10~20%가 용융되어 있다고 생각되지만, 고온 화산 활동이 관측되는 영역에서는 용융률이 더 높을 수 있다. 2009년 갈릴레오 탐사선의 자력계 데이터 재분석 결과, 이오에 유도 자기장이 존재하며, 이는 표면에서 50km 아래에 마그마 오션이 있어야 함을 보여준다. 2011년 추가 분석에서 이러한 마그마 오션의 직접적인 증거가 나왔다. 이 층은 두께 50km이며, 이오 맨틀의 약 10%를 차지한다고 추정된다. 마그마 오션의 온도는 1200 ℃에 달할 것으로 추정된다. 현무암과 이오 화산 활동에 의한 황 퇴적물로 이루어진 이오의 암석권은 최소 12km 두께이며, 40km보다 얇다.

이오의 내부 구조 모형

6. 1. 내부

이오는 목성의 중심부로부터 42만 1700 킬로미터, 목성 대기 상층부로부터 35만 킬로미터를 떨어져 공전하고 있다. 갈릴레이 위성 중 가장 안쪽을 돌고 있으며 그 궤도는 테베와 유로파 사이에 있다. 이오는 목성을 한 번 공전하는 데 42.5시간이 걸리는데, 이는 유로파가 목성을 한 번 돌 때 이오는 두 번, 가니메데가 한 번 돌 때 이오는 네 번 돈다는 뜻인 2:1, 4:1 궤도 공명을 보인다. 이 궤도 공명으로 이오의 공전궤도 이심률은 0.0041로 유지되며, 조석 가열을 통해 지질학적 활동을 만드는 주원인이 된다.[188]

달이나 다른 갈릴레이 위성들처럼 이오는 공전 주기와 자전 주기가 일치하며, 목성을 향해 한쪽 면만을 계속 향하고 있다. 이오의 본초 자오선은 이오와 목성의 직하점에서 적도와 교차한다. 항상 목성을 바라보는 면을 목성 직하 반구, 반대로 목성을 등지는 면을 목성 반대 반구, 공전 궤도상 움직이는 방향을 항상 바라보는 면을 순행 반구, 반대쪽을 역행 반구라고 부른다.[202]

이오는 목성의 자기권이 형성되는 데 큰 영향을 준다. 목성의 자기권은 이오의 희박한 대기로부터 초당 1톤의 속도로 기체와 먼지를 끌어당긴다.[204] 이오로부터 나오는 물질은 이온화·원자화된 유황, 산소, 염소, 나트륨, 칼륨, 분자 형태의 이산화 황과 유황, 먼지 모양의 염화 나트륨이 대부분을 차지한다.[204][205] 이 물질들은 이오의 화산활동으로 태어났지만, 이오에서 탈출한 물질은 이오의 대기로부터 나온 것이다.

표면으로부터 이오 반지름의 6배에 이르는 거리까지 중성 황, 산소, 나트륨, 칼륨 원자로 이루어진 구름이 이오를 둘러싸고 있다. 20시간의 주기에 걸쳐 이 입자들은 바나나 모양의 중성구름을 만드는데, 그 범위는 이오의 공전궤도 안쪽 및 바깥쪽, 공전방향 및 역행방향을 포함하여 이오로부터 목성 반지름 여섯 배만큼 떨어진 거리에 걸친다.[204]

이오는 '이오 플라스마 토러스'로 알려진 강렬한 방사선 띠 안에서 목성을 돌고 있다. 이 토러스를 이루는 플라스마는 이오를 둘러싼 구름에 있던 중성원자가 이온화된 뒤 목성 자기권을 따라 움직이면서 생겨난 것으로, 구성물은 이온화된 황, 산소, 나트륨, 염소이다.[204]

율리시스 탐사선은 1992년 목성과 조우하면서 먼지 크기 입자의 흐름이 목성계로부터 탈출하고 있는 것을 관측했다.[209] 갈릴레오 호의 측정치에 따르면 먼지 흐름은 이오에서 나왔으나, 이 흐름이 이오의 화산활동 또는 이오 표면에서 탈출한 물질 어느 쪽에서 생겨난 것인지는 정확히 밝혀지지 않았다.[211]

이오는 목성의 자력선을 가로지르면서 공전하는데, 이 자력선은 이오의 대기·중성구름과 목성의 극 상층부 대기를 잇는다.[204] 이오는 자체적으로 자기장을 생성하는데, 이는 위성 표면 50 킬로미터 아래 규산염 마그마 바다에서 생겨나는 것으로 보인다.[212]

주로 규산염암과 철로 구성된 이오와 유로파는 지구형 행성과 질량 구성이 더 유사하다. 이오의 밀도는 3.5275 g/cm3로, 태양계의 모든 정규 위성 중 가장 높다. 달의 밀도(3.344 g/cm3) 및 유로파의 밀도(2.989 g/cm3)보다 약 5.5% 높다.[5] 이오의 내부는 규산염이 풍부한 지각과 맨틀 그리고 철 또는 황철석이 풍부한 핵으로 분화되었음을 시사하며,[55] 이오의 금속 핵은 질량의 약 20%를 차지한다.[91] 핵이 거의 철로만 구성되어 있다면 반지름은 350~650 km 사이이고, 철과 황의 혼합물로 구성된 핵이라면 550~900 km 사이이다. 이오에서 내부 고유 자기장을 감지하지 못했는데, 이는 핵이 대류하지 않음을 시사한다.[92]

이오의 내부 구성 모델링에 따르면, 맨틀은 마그네슘이 풍부한 광물인 포스터라이트의 75% 이상으로 구성되어 있으며, L 콘드라이트와 LL 콘드라이트 운석과 유사한 전체 구성을 가지고 있다. 달이나 지구보다 철 함량(실리콘과 비교)이 높지만, 화성보다는 낮다.[93][94] 이오에서 관측된 열류를 뒷받침하기 위해, 이오 맨틀의 10~20%는 용융되어 있을 수 있지만, 고온 화산 활동이 관찰된 지역은 용융 비율이 더 높을 수 있다.[95] 2009년 분석 결과 이오에서 유도 자기장이 존재하는 것으로 나타났는데, 이는 표면 아래 50 km 지점에 마그마 바다가 있음을 요구한다.[88] 2011년에 발표된 추가 분석은 이러한 바다의 직접적인 증거를 제공했다.[96] 이 층은 두께가 약 50km로 추정되며, 이오 맨틀의 약 10%를 차지한다. 마그마 바다의 온도는 1,200°C에 이를 것으로 추정된다. 이오의 암석권은 이오의 광범위한 화산 활동에 의해 퇴적된 현무암과 황으로 구성되며, 두께는 최소 12 km이고, 40 km 미만일 가능성이 높다.[91][98]

지구와 달과는 달리, 이오의 주요 내부 열원은 방사성 동위원소 붕괴가 아니라 조석력에 의한 조석 마찰이다. 이는 이오가 유로파와 가니메데와의 궤도 공명 때문이다.[50] 생성되는 에너지량은 방사성 붕괴에서만 생성되는 에너지보다 최대 200배 더 크다.[11]

이오의 많은 화산에서 나타나는 열의 기원은 목성과 그 위성인 유로파의 중력에 의한 조석 가열이라는 데는 일반적으로 동의하지만, 화산은 조석 가열로 예측되는 위치에 있지 않고 동쪽으로 30~60도 이동되어 있다.[103]

6. 2. 조석 가열

지구와 달과는 달리, 이오의 주요 내부 열원은 방사성 동위원소 붕괴가 아니라 조석력에 의한 조석 마찰이다. 이는 이오가 유로파와 가니메데와의 궤도 공명 때문이다.[50] 이러한 가열은 이오의 목성으로부터의 거리, 궤도 이심률, 내부 구성 및 물리적 상태에 따라 달라진다.[95] 유로파와 가니메데와의 라플라스 공명은 이오의 이심률을 유지하고 이오 내부의 조석 마찰이 궤도를 원형화하는 것을 방지한다. 공명 궤도는 또한 이오의 목성으로부터의 거리를 유지하는 데 도움이 된다. 그렇지 않으면 목성에서 발생하는 조석으로 인해 이오가 모성으로부터 천천히 나선형으로 바깥쪽으로 이동할 것이다.[99] 이오가 경험하는 조석력은 달로 인해 지구가 경험하는 조석력보다 약 20,000배 강하며, 이오가 궤도의 근점과 원점에 있을 때 조석 팽창의 수직 차이는 최대 100m에 이를 수 있다.[100] 이러한 변화하는 조석 인력으로 인해 이오 내부에서 발생하는 마찰 또는 조석 소산은, 공명 궤도가 없다면 이오의 궤도를 원형화하는 데 사용되었을 것이지만, 이오 내부에서 상당한 조석 가열을 생성하여 이오의 맨틀과 핵의 상당 부분을 녹인다. 생성되는 에너지량은 방사성 붕괴에서만 생성되는 에너지보다 최대 200배 더 크다.[11] 이 열은 화산 활동의 형태로 방출되어 관측된 높은 열류(전체 총량: 0.6~1.6×1014 W)를 생성한다.[95] 이오의 궤도 모델은 이오 내부의 조석 가열량이 시간에 따라 변한다는 것을 시사하지만, 현재의 조석 소산량은 관측된 열류와 일치한다.[95][101] 조석 가열과 대류 모델은 조석 에너지 소산과 맨틀의 표면으로의 열 대류를 동시에 일치시키는 일관된 행성 점성률 프로파일을 찾지 못했다.[101][102]

이오의 많은 화산에서 나타나는 열의 기원이 목성과 그 위성인 유로파의 중력에 의한 조석 가열이라는 데는 일반적으로 동의하지만, 화산은 조석 가열로 예측되는 위치에 있지 않고 동쪽으로 30~60도 이동되어 있다.[103] 2015년 연구에 따르면 이러한 동쪽 이동은 표면 아래에 있는 용융 암석의 바다 때문일 수 있다고 한다. 이 마그마의 움직임은 그 점성률로 인한 마찰을 통해 추가적인 열을 생성할 것이다. 해당 연구자들은 이 지하 바다가 용융 암석과 고체 암석의 혼합물이라고 믿는다.[104]

태양계의 다른 위성들도 조석 가열되며, 지하 마그마나 물 바다의 마찰을 통해 추가적인 열을 생성할 수도 있다. 지하 바다에서 열을 생성하는 이러한 능력은 유로파와 엔셀라두스와 같은 천체에서 생명체가 존재할 가능성을 높인다.[105][106]

6. 3. 표면

갈릴레오 탐사선의 표면 사진과 8년 후 뉴 허라이즌스 탐사선의 사진 비교


이오의 표면 지도


이오 표면의 회전 영상. 펠레 화산 주위에 붉고 커다란 고리 구조가 있다.


이오는 달보다 약간 크며, 평균 반지름은 1821.3km이고, 질량은 8.9319×10²² kg이다. 약간 타원체 모양이며, 장축은 목성을 향한다.

오랜 관측 경험을 바탕으로, 과학자들은 보이저 1호가 처음 촬영한 이오의 이미지에서 수많은 충돌구를 발견할 것으로 예상했다. 그러나 실제 표면에는 충돌구가 거의 없었고, 대신 높은 산, 다양한 크기와 모양의 구멍, 화산 용암류로 덮여 있었다.[184] 당시까지 관측된 대부분의 천체와 비교했을 때 이오 표면은 다양한 유황 화합물로 이루어져 다채로운 색을 띠었으며, 썩은 오렌지나 피자에 비유되기도 했다.[225] 충돌구가 거의 없다는 것은 이오의 표면이 지구처럼 지질학적으로 매우 젊어, 화산 물질이 끊임없이 충돌구를 덮어 흔적을 지운다는 것을 의미한다. 보이저 1호는 최소 9개의 활화산을 관측하여 이를 극적으로 입증하였다.[187]

2003년 9월 갈릴레오 호는 계획에 따라 목성의 대기권에서 파괴되었고, 이후 이오 화산의 새로운 활동은 지구의 망원경을 통해 관측되었다. 특히, 켁 천문대와 허블 우주 망원경의 적응광학 관측은 이오 표면의 활화산들을 생생하게 보여주었다.[197][198]

명왕성과 카이퍼 대를 탐사하기 위한 뉴 허라이즌스 호는 2007년 2월 28일에 목성과 이오를 지나면서 여러 원거리 관측 결과를 얻었다. 이 관측에는 트바쉬타 화산에서 거대한 분출이 일어나는 사진도 포함되어 있었는데, 이는 1979년 펠레 화산 이후 가장 큰 규모의 분출을 처음으로 자세히 관측한 것이다.[199] 뉴 허라이즌스 호는 기루 파테라 근처의 화산 하나가 폭발 초기 단계에 있는 모습과, 갈릴레오 호가 탐사하던 때 이후 폭발한 화산 여럿의 사진도 촬영했다.[199]

미국 항공우주국의 주노 탐사선은 2011년 8월 5일에 발사되어 이오의 화산 활동을 관찰하고 있다. 유럽 우주국(ESA)의 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)은 2023년 4월에 발사되어, 2031년 7월에 목성에 도착하여 이오의 화산 활동과 표면 조성을 조사할 예정이다.[200][201]

6. 3. 1. 표면의 구성 성분

이오 표면의 다채로운 외관은 사방휘석 등의 규산염, 황, 이산화 황 등 광범위한 화산 활동으로 인해 퇴적된 물질들 때문이다.[109] 이산화황 서리는 이오 표면 전역에 널리 분포하며 흰색 또는 회색 물질로 덮여 있다. 황 또한 이오 전역에서 관찰되며 노란색에서 황록색 지역을 형성한다. 중위도와 극지방에 퇴적된 황은 종종 방사선에 의해 손상되어 일반적으로 안정적인 시클로옥타황(8원자 고리형 황)을 분해한다. 이러한 방사선 손상은 이오의 적갈색 극지방을 생성한다.[34]

이오의 지질도


폭발적인 화산 활동은 종종 우산 모양의 분출물 형태를 취하며, 황과 규산염 물질로 표면을 뒤덮는다. 이오의 분출물 퇴적물은 분출물 속 황과 이산화황의 양에 따라 붉은색 또는 흰색을 띤다. 일반적으로 가스를 방출하는 용암의 화산 분출구에서 형성된 분출물에는 더 많은 가 포함되어 붉은색 "부채꼴" 퇴적물을 생성하거나, 극단적인 경우에는 중앙 분출구에서 이상 떨어진 거대한 붉은색 고리를 형성한다.[110] 붉은색 고리 형태의 분출물 퇴적물의 대표적인 예로는 펠레가 있다. 이러한 붉은색 퇴적물은 주로 황(일반적으로 3원자와 4원자 분자 황), 이산화황, 그리고 아마도 염화황산으로 구성된다.[109] 규산염 용암류의 가장자리에서(용암과 기존의 황 및 이산화황 퇴적물의 상호 작용을 통해) 형성된 분출물은 흰색 또는 회색 퇴적물을 생성한다.[111]

구성 성분 매핑과 이오의 높은 밀도는 이오가 물을 거의 또는 전혀 포함하지 않음을 시사하지만, 소량의 물 얼음 또는 수화된 광물이 특히 기시 바르 몬스 산의 북서쪽 사면에서 잠정적으로 확인되었다.[112] 이오는 태양계에서 알려진 천체 중 물이 가장 적다.[113] 이러한 물 부족은 목성이 태양계의 진화 초기에 이오 근처의 물과 같은 휘발성 물질을 방출할 만큼 충분히 뜨거웠지만, 더 멀리 떨어진 곳에서는 그렇지 않았기 때문일 가능성이 높다.[114]

6. 3. 2. 화산

이오는 태양계에서 화산 활동이 가장 활발한 천체로, 수백 개의 화산 분화구와 광범위한 용암류가 존재한다.[115] 대규모 분출 시에는 수십에서 수백 킬로미터에 달하는 용암류가 생성되며, 주로 현무암질 규산염 용암으로 구성되고 마그마암 또는 초염기성암(마그네슘이 풍부함) 성분을 포함한다.[115] 이러한 활동의 부산물로 황, 이산화 황 가스, 규산염 화산쇄설물(재와 유사)이 200km 높이까지 우주로 분출되어 거대한 우산 모양의 기둥을 형성한다.[116][81] 이 물질들은 주변 지형을 붉은색, 검은색, 흰색으로 물들이며, 이오의 희박한 대기와 목성의 거대한 자기권에 물질을 공급한다.[116][81]

이오 표면에는 "파테라"라고 불리는 화산성 함몰 지형이 흩어져 있는데,[118] 이들은 보통 가파른 벽으로 둘러싸인 평평한 바닥을 가지고 있다.[118] 이 지형은 지구의 칼데라와 유사하지만, 그 생성 원인이 지구처럼 용암이 빠져나간 빈 공간 위로 무너져 내려서인지는 밝혀지지 않았다.[118] 한 가지 가설은 이러한 지형이 화산 암맥의 침식으로 생성되고, 상부 물질이 폭발하거나 암맥에 통합된다는 것이다.[119] 지구와 화성의 유사 지형과 달리, 이 함몰지는 일반적으로 순상화산 꼭대기에 위치하지 않고, 평균 직경이 41km로 더 크며, 가장 큰 로키 파테라는 202km에 이른다.[118] 로키 파테라는 이오에서 가장 강력한 화산으로, 이오 전체 열 방출량의 평균 25%를 차지한다.[121] 형성 원리에 관계없이, 많은 파테라의 형태와 분포는 이 지형이 구조적으로 제어되며, 최소 절반은 단층이나 산으로 경계를 이룬다는 것을 시사한다.[118] 이 지형은 종종 화산 분출이 일어나는 장소로, 2001년 기시 바르 파테라 분출과 같이 파테라 바닥으로 퍼지는 용암류나 용암호 형태를 띤다.[12][122] 이오의 용암 호수는 펠레처럼 지속적으로 뒤집히는 용암판이 있거나, 로키처럼 간헐적으로 뒤집히는 용암판이 있다.[123][124]

뉴 허라이즌스 호가 촬영한 사진 다섯 장의 연속 재생. 트바쉬타 파테라 화산이 표면으로부터 높이까지 물질을 뿜어내고 있다.


이오 표면의 또 다른 대표적인 지형은 용암류이다. 마그마는 파테라 바닥의 구멍이나 평원 표면의 틈을 통해 분출하는데, 그 모양은 평평하고 여러 성분의 혼합체로 마치 하와이 킬라우에아 산과 비슷하다. 갈릴레오 호의 사진에 따르면, 프로메테우스나 아미라니 등 이오의 거대한 용암류 다수는 오래된 용암류 꼭대기에서 작은 분출이 일어나면서 이 과정이 누적되어 만들어졌다.[125] 이보다 더 큰 규모로 용암이 새어 나오는 것이 관측된 바 있다. 예를 들어, 프로메테우스 화산의 용암류는 1979년 보이저 호가 처음 관측했을 때부터 1996년 갈릴레오가 다시 사진을 찍었을 때 사이 75km 에서 95km를 흘러갔다. 1997년 일어난 거대 화산폭발로 뜨거운 용암이 약 3500km2 넓이에 퍼졌으며 이는 화구와 인접한 필란 파테라 바닥을 가득 채웠다.[56]

보이저 호의 사진을 통해 과학자들은 이 용암류의 성분이 대부분 녹은 황의 다양한 혼합물이라고 생각했다. 그러나 이후 지구에서의 적외선 후속 연구 및 갈릴레오 호의 자료로는 용암류 성분이 현무암질에 고철질암과 초고철질암이 섞여 있는 것으로 나타났다. 이 가설은 이오의 '열점' 또는 열 방출 지역의 온도가 최소 1300 K에서 일부는 1600 K까지 기록한 것에 기반한 것이다.[127] 원래 모형은 이들 열점 온도가 2000 K까지 올라가는 것으로 나왔는데, 이는 잘못된 온도 모델을 사용하여 수치가 과도하게 측정되었기 때문이다.[56][127][126]

펠레, 로키 화산에서 물질이 뿜어져 나오는 것을 발견한 것은 이오가 지질학적으로 살아 있음을 처음으로 보여주는 신호였다.[48] 보통 이 분출 기둥은 황이나 이산화 황과 같은 휘발성 물질이 이오의 화산으로부터 초당 1km 속도로 뿜어져 나오면서 만들어지며, 기체와 먼지로 된 우산 모양의 구름을 만든다. 이 화산 활동 기둥에서 나트륨, 칼륨, 염소가 발견될 가능성이 있다.[128][129]

이 기둥은 다음의 두 과정 중 하나를 통해 만들어진다.[130] 첫째로, 녹아 있는 황과 이산화 황 기체는 화산구멍이나 용암호수에서 마그마가 분출할 때 풀려나며 이 때 이오에서 볼 수 있는 가장 큰 규모의 분출 기둥이 만들어지는데, 종종 규산염으로 된 화산 쇄설물이 함께 끌려나온다.[131] 이 기둥은 표면에 빨간색(짧은 고리 황 성분)과 검은색(규산염질 쇄설물) 퇴적물 구조를 만든다. 이 방식으로 만들어진 기둥은 이오에서 관측된 것들 중 가장 큰 규모로 붉은 고리 모양 구조의 지름은 1000km가 넘는다. 이 형태의 기둥을 형성하는 화산의 예로 펠레, 트바쉬타, 다즈보그 파테라 등이 있다. 둘째로, 용암이 흘러들어오면서 얼어 있던 이산화 황 위를 덮는데 여기서 이산화 황은 증발하면서 하늘로 치솟아 오른다. 이 방식의 기둥은 밝은 색의 이산화 황 퇴적물을 주변에 원형으로 만든다. 이들 기둥의 높이는 100km 미만이나 이오 표면의 화산 기둥 중에는 가장 오래 산다. 대표적 예로는 프로메테우스, 아미라니, 마스비 화산 등이 있다. 분출된 황 화합물은 이오의 암석권에서 더 깊은 곳의 황 용해도 감소로 인해 상부 지각에 집중되어 있으며 핫스팟의 분출 방식을 결정하는 요소가 될 수 있다.[131][132][133]

6. 3. 3. 산

이오에는 100개에서 150개의 산이 있다. 이들 산의 평균 높이는 6km이며, 가장 높은 산은 보오사울레 산맥 남쪽의 17.5 ± 1.5km이다. 산들은 종종 길게 이어져 있으며, 평균 길이는 157km에 달한다. 지구에서 볼 수 있는 것과는 달리, 전 지구적인 판구조론적 특징은 보이지 않고 고립된 구조를 하고 있다. 이러한 산들의 엄청난 지형을 지탱하려면 황이 아닌 주로 규산염 암석으로 구성되어야 한다.

갈릴레오(탐사선)가 촬영한 높이 5.4km의 토힐 산의 회색조 이미지.


이오 위성의 "첨탑 산"(애니메이션; 주노캠; 0:14; 2024년 4월 18일)


이오의 독특한 외관을 만들어내는 대규모 화산 활동에도 불구하고, 산의 대부분은 구조적 지형이며 화산에 의해 형성된 것이 아니다. 대신 이오의 대부분의 산지는 암석권 하부의 압축 응력의 결과로 형성되었으며, 역단층에 의해 이오 지각의 덩어리를 융기시키고 기울이고 있다. 산의 형성을 일으키는 압축 응력은 화산 물질의 지속적인 매몰로 인한 지반 침하의 결과로 발생한다. 산의 전 지구적 분포는 화산 구조의 분포와 대조적이다. 즉, 산은 화산이 적은 지역에 많고, 반대로 화산은 산이 적은 지역에 많다. 이것은 이오의 암석권의 광범위한 지역에서 산의 형성을 일으키는 압축과 파테라를 형성하는 신장이 지배적임을 시사한다. 그러나 국지적으로는 산과 파테라가 서로 인접해 있는 경우도 있으며, 마그마는 종종 산의 형성 중에 생긴 단층을 통해 지표에 도달하는 것을 시사한다.

이오의 산지(주변 평원보다 높이 솟은 구조를 가리킴)는 다양한 형태를 보인다. 고원이 가장 일반적인 형태이다. 이러한 구조는 표면이 울퉁불퉁하고 꼭대기가 평평한 메사와 비슷하다. 다른 산들은 기울어진 지각 덩어리처럼 보이며, 한때 평평한 표면이었던 완만한 경사면과 압축 응력에 의해 융기된 과거 지하 물질로 이루어진 가파른 경사면을 동반한다. 두 형태의 산 모두 종종 하나 이상의 가장자리를 따라 가파른 절벽을 가지고 있다. 산 중 화산 활동에 기원을 가진 것은 극히 일부이다. 이러한 유형의 산은 소규모 순상화산과 비슷하며, 중앙의 작은 칼데라 근처의 가파른 경사면(6~7°)과 가장자리를 따라 완만한 경사면을 가지고 있다. 이러한 화산성 산들은 이오의 평균적인 산보다 작은 경우가 많으며, 평균 높이는 겨우 1~2km, 폭은 40~60km이다. 더 완만한 경사면을 가진 다른 순상화산의 존재가 일부 이오 화산의 형태로부터 추론되며, 그 예로 라 파테라와 같이 중앙 파테라에서 얇은 용암류가 흘러나오는 지형이 있다.

거의 모든 산지는 침식 단계에 있는 것으로 보인다. 이오의 산지 기저부에서는 대규모 산사태 퇴적물이 광범위하게 발견되며, 물질 이동이 산지 침식의 주요 형태임을 시사한다. 이오의 메사와 고원에서는 물결 모양의 가장자리가 일반적으로 보이는데, 이는 이오 지각에서 이산화 황에 의한 침식으로 인해 산지 가장자리를 따라 취약한 영역이 생기기 때문이다.

6. 4. 대기

이오는 주로 이산화 황(SO2)으로 구성된 얇은 대기를 가지고 있으며, 일산화 황(SO), 염화 나트륨(NaCl), 황 원자와 산소 등의 물질도 포함되어 있다.[140] 대기의 밀도와 기온은 하루 중 시간, 위도, 화산 활동 여부, 표면 서리의 양에 따라 크게 달라진다. 이오의 대기압은 목성을 마주 보지 않는 면과 적도 지역, 그리고 표면 서리 온도가 가장 높아지는 초저녁에 일시적으로 높아지며, 최대 대기압은 3.3×10−5 ~ 3×10−4 Pa(0.3 ~ 3 nbar)까지 올라간다.[140][141][142] 화산 폭발이 일어난 지역에서도 5×10−4 ~ 4×10−3 Pa(5~40 nbar) 범위 내에서 압력이 상승하기도 한다.[52] 반면 밤인 지역에서는 이오의 대기압이 1×10−8 ~ 1×10−7 Pa(0.0001 ~ 0.001 nbar)까지 감소한다.[140][141]

이오의 기온은 저고도에서는 이산화 황의 고체 상과 기체 상이 동적 평형을 이룰 정도의 낮은 온도이며, 높은 고도에서는 대기가 희박하여 이오 플라스마 토러스의 플라스마나 자속 다발의 줄 발열에 의해 가열되므로 1800K에 이른다.[140][141] 이오의 대기압은 매우 낮으므로 이오 지표면에 대기가 미치는 영향은 적으나, 예외적으로 이산화 황의 고체 상이 많은 지역에서 적은 지역으로 일시적인 이동이 일어날 때와 화산 분출물의 고리가 커질 때에는 이오의 대기가 영향을 미친다.[140][141]

이오 대기는 목성의 자기장에 의해 계속해서 제거되어 이오를 둘러싸고 있는 중성 구름이나 이오 플라스마 토러스 쪽으로 이동한다. 매초마다 이오 대기에서 약 1톤의 물질이 제거되었다가 다시 끊임없이 채워지기를 반복한다.[79] 이산화 황(SO2)을 가장 많이 방출하는 원천은 화산으로, 평균적으로 매초마다 이오 대기에 이산화 황을 방출하며, 이는 다시 응축되어 표면으로 떨어진다.[143] 이오 대기 중에 존재하는 이산화 황의 양은 태양 빛이 표면에서 고체 상태로 존재하는 이산화 황을 지속적으로 승화시킴으로써 유지된다.[144] 따라서 낮 동안에는 태양 빛을 많이 받아 따뜻하고 화산 활동이 활발한 적도에서 위도 40°까지의 지역에 대기가 집중되어 있다.[145] 또, 관측 결과에 따르면 목성을 마주 보지 않는 면에 이산화 황이 풍부하게 존재하므로 이 지역에서의 대기 밀도가 비교적 높으며, 이오가 태양과 가까울 때에도 대기 밀도가 증가하는 것이 확인되었다.[140][144][146] 그러나 화도 인근에서 가장 높은 밀도가 관측된 적이 있는 것을 고려하면 화산 폭발로 인한 기체의 분출도 이오 대기에 큰 영향을 미치는 것으로 보인다.[140]

대기 중 이산화 황 농도는 표면 온도와 밀접하게 연관되어 있기 때문에 밤이 되거나 이오가 목성 그림자 뒤에 가려졌을 때는 이오 대기 일부분이 사라진다. 목성에 의한 일식 동안에는 이러한 현상이 비교적 덜한데, 이는 이오 대기 중에서 가장 적게 포함되어 있는 일산화 황이 층을 이루기 때문이다. 그러나 밤 시간 동안 이오 대기 양은 낮에 대기 농도가 최대일 때보다 2배에서 4배 정도 낮아진다.[141][148] 이오 대기에서 소량을 차지하는 염화 나트륨(NaCl), 일산화 황(SO), 산소 원자(O), 황 원자(S) 등은 화산 가스 분출, 광분해 및 태양 자외선 복사로 인한 이산화 황(SO2)의 분해에 의한 것이거나 목성의 자기장에서 날아온 대전된 입자들이 이오 표면에 충돌하여 입자들이 대기 중으로 방출된 것에서 유래된 물질이다.[144]

이오가 식에 있는 동안 고해상도 사진을 통해 오로라와 같은 발광 현상이 나타나는 것이 포착되었다.[129] 이는 지구와 비슷하게 입자가 대기 중 분자와 충돌하여 생기는 것이나, 지구에서의 오로라는 주로 태양풍 입자에 의한 것인 반면, 이오의 경우에는 목성의 자기장에서 나온 대전된 입자라는 점이 다르다. 또, 오로라는 보통 행성의 자북극이나 자남극에서 주로 관찰되지만 이오는 적도 지역에서 오로라가 가장 밝다. 이오는 자체 자기장이 거의 없으므로 이오 근처에서 목성의 자기장을 따라 움직이는 전자들이 바로 이오 대기 입자들과 상호작용을 한다. 따라서 목성의 자속이 이오 표면에 접하여 이오 대기 입자들과의 접촉 면적이 가장 넓어지는 적도 인근 지역에서 오로라가 가장 밝게 보이는 것이다. 목성의 자기극 방향이 바뀔 때마다 그 접점들이 변하므로 이오의 오로라는 목성 자기극의 방향 변화에 따라서 같이 움직이게 되며, 실제로 관찰되었다.[156]

이오 상층 대기의 오로라. 서로 다른 색상은 대기의 서로 다른 구성 요소에서 방출되는 것을 나타낸다(녹색은 나트륨 방출, 붉은색은 산소 방출, 파란색은 이산화황과 같은 화산 가스 방출). 이오가 일식 중일 때 촬영된 이미지.

참조

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