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이오 (위성): 두 판 사이의 차이

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400개 이상의 활화산을 가진 이오는 태양계에서 지질학적으로 가장 활발하게 움직이는 위성 중 하나다.<ref name="book">{{서적 인용 |title=Encyclopedia of the Solar System |chapter=Io: The Volcanic Moon |author=Rosaly MC Lopes |publisher=Academic Press |year=2006 |editor=Lucy-Ann McFadden, Paul R. Weissman, Torrence V. Johnson |pages=419–431 |isbn=978-0-12-088589-3 }}</ref><ref name="Lopes2004">{{저널 인용 |title=Lava lakes on Io: Observations of Io’s volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys |journal=Icarus |last=Lopes |first=R. M. C. |author2=''et al.'' |pages=140–174 |volume=169 |issue= 1 |year=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.11.013 |bibcode=2004Icar..169..140L }}</ref> 이오의 극단적인 지질 활동은 목성과 다른 갈릴레이 위성인 [[에우로파 (위성)|에우로파]], [[가니메데 (위성)|가니메데]], [[칼리스토 (위성)|칼리스토]]가 밀고 당겨 생기는 [[조석 가열]] 때문이다. 여러 화산들은 표면 위 500km까지 [[황]]과 [[이산화 황]]의 연기를 뿜어내고 있다. 이오의 표면은 [[규산염]] [[지각 (지질학)|지각]]에서 벌어지는 압축에 의해 생긴 100개 이상의 산이 덮고 있다. 그 중 일부는 [[에베레스트 산]]보다 더 크다.<ref name="Schenk2001">{{저널 인용 |last=Schenk |first=P. |author2=''et al.'' |year=2001 |title=The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from ''Voyager'' and ''Galileo'' |journal=Journal of Geophysical Research |volume=106 |issue=E12 |pages=33201–33222 |doi=10.1029/2000JE001408 |bibcode=2001JGR...10633201S }}</ref> 이오의 구성은 외태양계에 있는 다른 위성들과 다르다. 외태양계의 위성들은 주로 얼음으로 구성되어 있는 반면, 이오는 용융 상태의 [[철]]과 철 핵을 둘러싼 규산염 암석으로 이루어져 있고, 표면은 황과 이산화 황의 서리로 덮여 있다.
 
이오의 화산들은 독특한 '기능'을 각각 담당하고 있다. 화산 폭발로 파편을 날리고 용암을 흐르게 하여 표면을 노란색, 빨간색, 흰색, 검은색, 초록색 황 화합물로 덮는다. 광범위한 용암 분출은 500 &nbsp;km 범위까지 퍼져나가며, 표면에 자국을 남긴다. 이 화산 활동으로 생성된 물질들은 이오의 표면을 얇게 덮고 얕은 대기를 형성하며, 일부는 [[목성의 자기장|목성의 광범위한 자기권]]에 들어가기도 한다. 이오의 화산 분출물들은 목성에 엄청난 크기의 [[목성#기체 토러스|플라즈마 고리]]를 형성한다.
 
이오는 17~18세기 천문학의 발전에 중요한 역할을 했다. 이오는 [[갈릴레오 갈릴레이]]가 발견했고, 다른 위성들과 묶여 [[갈릴레이 위성]]으로 불린다. 이오의 발견은 [[코페르니쿠스]]의 태양 중심설을 채택하게 하는 계기가 되었고, [[요하네스 케플러]]의 운동 법칙을 개발하는 계기가 되었으며, [[뢰머의 빛의 속력 측정|최초의 빛 속도 측정]] 대상이 되었다. 지구에서 이오는 19세기 후반부터 20세기 초까지 극은 붉고 적도 쪽은 밝다는 것까지 알려졌으며, 그 후 표면의 대규모 용암 형상을 관측할 수 있게 되었다. 1979년, 두 대의 [[보이저 계획|보이저]] 탐사선은 이오가 지질학적으로 활발한 위성임을 밝혀 냈고, 거대한 화산들과 충돌구들이 비정상적으로 젊다는 것도 관측하였다. [[갈릴레오 호|갈릴레오 탐사선]]은 1990년도와 2000년도에 이오를 지나치며 관측했고, 이오의 내부 구성과 표면 조성에 대한 정보를 얻어냈다. 또한 탐사선들은 이오와 목성 자기권의 연관관계와 이오 궤도 주변의 방사선 띠의 유무도 밝혀 내었다. 이오에는 하루에 3600 [[인체 뢴트겐 당량|Rem]]의 방사선이 들이친다.<ref>{{웹 인용 |url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt |title=2000 February 29, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) |work=CSUFresno.edu |date=2000-02-29}}</ref>
 
또한 2000년에 [[카시니-하위헌스]]호와 2007년 [[뉴 허라이즌스 호]]가 목성을 지나치며 이오를 관측했고, [[지구]]의 [[허블 우주 망원경]]도 계속해서 이오를 관측하고 있다.
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이오의 발견을 최초로 공표한 사람은 [[갈릴레오 갈릴레이]]로, 1610년 1월 7일 [[파도바 대학교]]에서 [[굴절 망원경|20배율 굴절 망원경]]을 사용하여 관측했다. 그러나 이 관측에서 갈릴레이는 망원경의 성능이 낮았던 탓에 이오와 [[에우로파 (위성)|에우로파]]를 하나의 천체로 인지했고, 둘을 하나의 광점으로 기록했다. 바로 다음날 1610년 1월 8일 갈릴레이는 목성계를 다시 관측하여 이오가 에우로파와 분리된 천체임을 알아냈다.([[국제 천문 연맹]]은 이 날을 이오가 발견된 날로 인정한다.)<ref name="IAUMoonDiscoveries">{{cite web |last=Blue |first=Jennifer |date=2009-11-09 |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html |title=Planet and Satellite Names and Discoverers |publisher=USGS }}</ref> 갈릴레이는 1610년 3월 이오와 나머지 목성의 위성들의 발견 사실을 ''Sidereus Nuncius'' 제목으로 출판했다.<ref name="IobookChap2">{{cite book |last=Cruikshank |first=D. P. |last2=Nelson |first2=R. M. |editor-last=Lopes |editor-first=R. M. C. |editor2-last=Spencer |editor2-first=J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=5–33 |chapter=A history of the exploration of Io }}</ref> 시몬 마리우스는 1614년 그가 출판한 저작 ''Mundus Jovialis''에서 본인이 이오를 포함한 목성의 위성들을 갈릴레이의 발견일보다 일 주일 먼저 1609년에 발견했다고 주장했다. 갈릴레이는 이 주장을 의심했고 마리우스가 자신의 발견을 표절한 것으로 취급하여 무시했다. 사실 마리우스의 최초 발견일인 1609년 12월 29일은 [[율리우스력]]으로 이는 갈릴레이가 사용한 [[그레고리력]]으로는 1610년 1월 8일에 해당된다.<ref name="GaliloProjectMarius">{{cite web |last=Van Helden |first=Albert |url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html |date=2004-01-14 |title=The Galileo Project / Science / Simon Marius |publisher=Rice University }}</ref> 둘의 발견일은 같지만 마리우스보다 먼저 발견을 공표한 갈릴레이가 이오의 발견자로 인정받는다.<ref name="JPLDiscovery">{{cite web |last=Baalke |first=Ron |url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/ganymede/discovery.html |title=Discovery of the Galilean Satellites |publisher=Jet Propulsion Laboratory |date= |accessdate=2010-01-07 }}</ref>
 
이후 250년동안 이오는 천문학자들의 망원경 속에서 잘 알려지지 않은, 5등급 밝기의 광점으로 남아 있었다. 17세기에 이오를 포함한 갈릴레이 위성들은 [[경도]]를 정하거나, [[케플러의 행성 운동 법칙]]을 검증하는 데 이용되거나, 목성과 지구 사이 빛이 도달하는 데 걸리는 [[빛의 속력|시간]]을 재는 등 여러 연구 목적으로 활용되었다.<ref name="IobookChap2"/><ref>{{cite web | last=O'Connor |first=J. J. |last2=Robertson |first2=E. F. |date=1997-02 | url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Longitude1.html | title=Longitude and the Académie Royale | publisher=University of St. Andrews | accessdate=2007-06-14 }}</ref><ref name="IobookChap2"/> [[조반니 도메니코 카시니|카시니]] 외 여러 천문학자들이 만든 [[천체력]]에 기반하여 [[피에르시몽 라플라스]]는 이오, [[에우로파 (위성)|에우로파]], [[가니메데 (위성)|가니메데]]의 궤도 공명을 설명하는 수학 이론을 만들었다.<ref name="IobookChap2"/> 이 공명은 훗날 세 위성의 지질학 연구에 지대한 영향을 끼치게 된다.
 
19세기 말에서 20세기에 이르러 천문학자들은 향상된 망원경 기술력 덕분에 이오 표면의 거대한 특징들을 분해하여(이는 분명한 물체로 식별한다는 뜻임) 관측할 수 있게 되었다. 1890년대에 에드워드 바나드는 최초로 이오의 적도와 극 지역 둘의 밝기에 차이가 있음을 발견했다. 바나드는 이 밝기 차이의 원인이 본인이 애초 제기했던 이오가 두 개의 별개 천체라든가 또는 당시 동료 천문학자였던 에드워드 피커링의 주장대로 이오가 계란모양으로 생겼기 때문이 아니라, 두 지역이 서로 색채 및 [[알베도]]가 다르기 때문이라고 정확히 지적했다.<ref name="Barnard1894">{{cite journal |last=Barnard |first=E. E. |year=1894 |title=On the Dark Poles and Bright Equatorial Belt of the First Satellite of Jupiter |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=54 |issue=3 |pages=134–136 |bibcode=1894MNRAS..54..134B }}</ref><ref name="Barnard1891">{{cite journal |last=Barnard |first=E. E. |year=1891 |title=Observations of the Planet Jupiter and his Satellites during 1890 with the 12-inch Equatorial of the Lick Observatory |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=51 |issue=9 |pages=543–556 |bibcode=1891MNRAS..51..543B }}</ref><ref name="Dobbins">{{cite journal |last=Dobbins |first=T. |last2=Sheehan |first2=W. |year=2004 |title=The Story of Jupiter's Egg Moons |journal=Sky & Telescope |volume=107 |issue=1 |pages=114–120 }}</ref> 이후 망원경 관측으로 뚜렷하게 적갈색 빛을 내는 이오 극지대와 적도의 황백색 띠 구조를 확인했다.<ref name="Minton1973">{{cite journal |last=Minton |first=R. B. |year=1973 |title=The Red Polar Caps of Io |journal=Communications of the Lunar and Planetary Laboratory |volume=10 |pages=35–39 |bibcode=1973CoLPL..10...35M }}
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=== 보이저 호 ===
[[파일:Io VGR South polar color mosaic.jpg|thumb|[[보이저 1호]]가 촬영한 남극 부분의 합성 영상. 사진에서 이오에서 가장 높은 2개의 산들이 보이는데, 왼쪽 위에 유보이아 몽테스가 있고 중앙 쪽에 헤이무스 몽스가 있다.]]
[[보이저 1호]]와 [[보이저 2호]]는 1979년에 이오를 통과했는데 가지고 있던 고급 사진 장비는 더 선명한 사진을 얻어 냈다. 보이저 1호는 1979년 5월 5일 이오에서 20,600 &nbsp;km 떨어진 곳까지 접근했다.<ref name="VoyagerDesc">{{웹 인용 |url=http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/ |title=Voyager Mission Description |last= |first= |date=1997-02-19 |work=NASA PDS Rings Node |publisher= |pages= }}</ref> 접근할 때 전송된 사진은 이상하였는데, [[충돌구]]들의 모습이 잘 보이지 않았다.<ref name="Smith1979">{{저널 인용 |title=The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 |journal=Science |last=Smith |first=B. A. |author2=''et al.'' |pages=951–972 |volume=204 |issue= 4396|year=1979 |doi=10.1126/science.204.4396.951 |pmid=17800430 |bibcode=1979Sci...204..951S }}</ref><ref>The Milwaukee Sentinel, Pasadena, Calif.--UPI, [http://news.google.com/newspapers?id=YY5QAAAAIBAJ&sjid=9BEEAAAAIBAJ&pg=4875,944849&dq=jupiter&hl=en Jupiter moon shows color, erosion signs], 6 Mar 1979, page 2.</ref> 높은 해상도의 사진은 구멍들이 잘 보이지 않음을 통해 표면이 상대적으로 젊음을 밝혀 냈고, 산들은 [[에베레스트 산]]보다 더 컸으며, 화산이 용암을 분출하는 모습과 닮아 있었다.
 
이오에 근접한 후, 보이저호의 항법장치 엔지니어인 '린다 A 모라비토'는 표면에서 가스 기둥이 분출되는 모양이 찍혀 있는 사진을 발견했다.<ref name="Morabito1979">{{저널 인용 |last=Morabito |first=L. A. |author2=''et al.'' |title=Discovery of currently active extraterrestrial volcanism |journal=Science |volume=204 |issue= 4396 |page=972 |year=1979 |url= |doi=10.1126/science.204.4396.972 |pmid=17800432 |bibcode=1979Sci...204..972M }}</ref> 보이저 1호의 다른 사진에는 표면에서 가스 기둥이 구 모양으로 분출되는 사진이 있었다. 이 사진은 이오가 활발히 지질 활동을 한다는 것을 증명해 주었다.<ref name="Strom1979">{{저널 인용 |title=Volcanic eruption plumes on Io |journal=Nature |last=Strom |first=R. G. |author2=''et al.'' |pages=733–736 |volume=280 |issue= 5725|year=1979 |doi=10.1038/280733a0 |bibcode=1979Natur.280..733S }}</ref> 이 현상은 보이저 1호가 이오에 도착하기 전 논문에서 예측되었던 결과였다. 논문의 저자는 이오가 에우로파와 가니메데의 중력에 의해서 조석 가열 되어야 한다고 생각했다(자세한 과정에 대해서는 [[조석 가열]] 문서를 참조할 것).<ref name="Peale1979a">{{저널 인용 |title=Melting of Io by Tidal Dissipation |journal=Science |last=Peale |first=S. J. |author2=''et al.'' |pages=892–894 |volume=203 |issue= 4383|year=1979 |doi=10.1126/science.203.4383.892 |pmid=17771724 |bibcode=1979Sci...203..892P }}</ref> 자료에 의하면 이오의 표면은 황과 [[이산화 황]]의 서리로 덮여 있다. 또한 이 물질들은 얕은 [[#대기|대기]]를 형성하고, [[#목성 자기권과의 상호작용|플라즈마 고리]]를 이오의 궤도 주변에 형성한다(보이저 탐사선이 발견).<ref name="Soderblom1980">{{cite journal |last=Soderblom |first=L. A. |author2=''et al.'' |title=Spectrophotometry of Io: Preliminary Voyager 1 results |journal=Geophys. Res. Lett. |volume=7 |issue= 11 |pages=963–966 |year=1980 |url= |doi=10.1029/GL007i011p00963 |bibcode=1980GeoRL...7..963S }}</ref><ref name="Pearl1979">{{cite journal |last=Pearl |first=J. C. |author2=''et al.'' |title=Identification of gaseous {{chem|SO|2}} and new upper limits for other gases on Io |journal=Nature |volume=288 |issue= 5725 |pages=757–758 |year=1979 |url= |doi=10.1038/280755a0 |bibcode=1979Natur.280..755P }}</ref><ref name="Broadfoot1979">{{cite journal |last=Broadfoot |first=A. L. |author2=''et al.'' |title=Extreme ultraviolet observations from ''Voyager 1'' encounter with Jupiter |journal=Science |volume=204 |issue= 4396 |pages=979–982 |year=1979 |url= |doi=10.1126/science.204.4396.979 |pmid=17800434 |bibcode=1979Sci...204..979B }}</ref>
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=== 갈릴레오 호 ===
[[파일:PIA01667-Io's Pele Hemisphere After Pillan Changes.jpg|right|thumb|1997년 [[필란 파테라]] 화산에 의해 생성된 어두운 부분을 보여주는 갈릴레오의 사진이다.(빨간색의 체인 모습은 [[펠레 (화산)|펠레 화산]]이 분출한 [[황 동소체]]로 이루어져 있다).]]
[[갈릴레오 호|갈릴레오]] 탐사선은는 지구에서 발사된 지 6년 후인 1995년 목성에 도착했다. 갈릴레오 탐사선은호는 보이저 탐사선의 '후속' 관측을 하였다. 갈릴레오 탐사선은호는 목성 관측이 주 임무였을 뿐더러, 목성의 강렬한 방사능 고리와 이오의 궤도가 일치하는 탓에 저공 비행 계획은 탐사에서 배제되었지만, 갈릴레오 탐사선은호는 2년 동안 '궤도에 들어가기 직전' 상태에서 관측하였다. 1995년 12월 7일에 이루어졌던 근접 통과에서는 어떤 사진도 촬영되지 못했지만, 이오와의 만남에서 의미있는 결과를 얻었다. 내태양계의 행성에 있는 것처럼, 이오의 내부에서 커다란 철 핵을 발견하였다.<ref name="Anderson1996">{{cite journal |last=Anderson |first=J. D. |author2=''et al.'' |title=Galileo Gravity Results and the Internal Structure of Io |journal=Science |volume=272 |issue= 5262 |pages=709–712 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.272.5262.709 |pmid=8662566 |bibcode=1996Sci...272..709A }}</ref>
 
지구로 전송되는 자료의 양이 제한되는 기계적 결함에도 불구하고, 갈릴레오 계획에서는 많은 중요한 자료들이 전송되었다. 갈릴레오는 [[필란 파테라]]의 화산 폭발을 관찰하여 화산 폭발로 분출된 물질의 구성을 알아내었다. 화산은 마그네슘이 풍부한 [[고철질암]]과 규산염 마그마로 이루어져 있었다.<ref name="Mcewen1998b">{{cite journal |title=High-temperature silicate volcanism on Jupiter's moon Io |journal=Science |last=McEwen |first=A. S. |author2=''et al.'' |pages=87–90 |volume=281 |issue= 5373|year=1998 |doi=10.1126/science.281.5373.87 |pmid=9651251 |bibcode=1998Sci...281...87M }}</ref> 이오를 멀리서 찍은 사진은 계획의 거의 모든 시기에 촬영되었다. 이로 인해 활동하는 활화산들이 많이 '공개' 되었고 (화산 폭발로 분출된 마그마에서 열이 발생하여 관측 가능해짐), 매우 다양한 형태의 수많은 산들이 관찰되었고, 보이저 탐사선과 갈릴레오 탐사선호 사이에 있었던, 또는 갈릴레오가 목성 궤도를 돌고 있을 때 일어났던 이오의 표면 변화를 관찰할 수 있었다.<ref name="IobookChap3">{{cite book |last=Perry |first=J.; ''et al.'' |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=35–59 |chapter=A Summary of the Galileo mission and its observations of Io }}</ref>
 
갈릴레오 탐사선의호의 계획은 1997년과 2000년에 두 번 연장되었었다. 이 연장된 기간 동안, 탐사선은 1999년 말과 2000년 초, 2001년 말과 2002년 초에 각각 세 번씩 이오를 가까이서 지나쳤다. 이러한 '만남' 동안 탐사선은 이오의 산과 화산에서 발생하는 지질학적 과정을 밝혀 내었고, 자기장의 존재를 배제하였으며, 화산 활동의 범위를 입증하였다.<ref name="IobookChap3"/> 2000년 12월, [[카시니-하위헌스|카시니]] 탐사선은 [[토성]]으로 가는 도중, 목성에서 갈릴레오 탐사선과호와 같이 짧은 관측을 하였다. 이 관측은 [[트바쉬타 파테라]] 화산이 이오의 오로라에 영향을 끼친다는 것을 밝혀내었다.<ref name="Porco2003">{{cite journal |last=Porco |first=C. C. |author2=''et al.'' |title=Cassini imaging of Jupiter's atmosphere, satellites, and rings |journal=Science |volume=299 |issue= 5612 |pages=1541–1547 |year=2003 |url= |doi=10.1126/science.1079462 |pmid=12624258 |bibcode=2003Sci...299.1541P }}</ref>
 
=== 이후의 관측 ===
[[파일:Iosurface.jpg|thumb|300px|[[갈릴레오 호|갈릴레오]] 탐사선의 표면 사진과 8년 후 [[뉴 허라이즌스 호|뉴 허라이즌스]] 탐사선의 사진 비교]]
2003년 9월 갈릴레오 탐사선이호는 계획에 따라 목성의 대기권에서 파괴되어, 이오 화산의 새로운 활동은 지구의 망원경에서 얻어졌다. 특히, [[W. M. 켁 천문대|켁 천문대]]와 허블 우주 망원경의 [[적응광학]] 관측은 이오 표면의 활화산들을 생생하게 보여줬다.<ref name="Marchis2005">{{cite journal |last=Marchis |first=F. |author2=''et al.'' |title=Keck AO survey of Io global volcanic activity between 2 and 5&nbsp;μm |journal=Icarus |volume=176 |issue= 1 |pages=96–122 |year=2005 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.12.014 |bibcode=2005Icar..176...96M }}</ref><ref name="SpencerBlog02232007">{{cite web |url=http://planetary.org/blog/article/00000874/ |title=Here We Go! |work=Planetary.org |last=Spencer |first=John |date=2007-02-23 |archiveurl=http://web.archive.org/web/20070829220423/http://www.planetary.org/blog/article/00000874 |archivedate=2007-08-29 }}</ref> 이렇게 얻어진 영상을 이용해서 (목성에 탐사선을 보내지 않고도) 과학자들은 이오 화산의 움직임을 모니터링할 수 있다.
 
[[명왕성]]과 [[카이퍼 대]]를 목표로 하는 [[뉴 허라이즌스 호]]는 2007년 2월 28일에 목성과 이오를 지나쳤다. 이오 주변을 지나면서, 많은 원거리 관측 결과를 얻었다. 이 관측 데이터에는 트바쉬타 화산에서 거대한 분출이 일어나는 사진들도 포함되어 있었으며, 이로써 1979년 펠레 화산 이후 가장 큰 규모의 분출을 처음으로 정교하게 관측할 수 있었다.<ref name="Spencer2007">{{cite journal |title=Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano |journal=Science |last=Spencer |first=J. R. |author2=''et al.'' |pages=240–243 |volume=318 |issue= 5848|year=2007 |doi=10.1126/science.1147621 |pmid=17932290 |bibcode=2007Sci...318..240S }}</ref> 뉴 허라이즌스 호는 기루 파테라 근처의 화산 하나가 폭발 초기 단계에 있는 모습과, 갈릴레오 호가 탐사하던 때 이후 폭발한 화산 여럿의 사진을 찍었다.<ref name="Spencer2007"/>
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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.<ref name="IobookChap11" /> 중성구름 속 입자와는 달리 이 이온화된 입자들은 목성 자기권과 함께 회전하는데 목성 주위를 초당 74 킬로미터 속도로 돌고 있다. 목성의 다른 자기장처럼 이오 플라스마 토러스는 목성 적도(이오의 공전면)에 대해 기울어져 있어서 이오는 목성을 돌면서 어느 때에는 토러스 중심부보다 아래나 위를 지나간다. 위에 언급한 것처럼 플라스마 이온은 속도 및 에너지 수준이 높아서, 이오의 대기와 주변 중성 구름으로부터 중성 원자 및 분자를 일부 제거한다. 토러스는 세 부분으로 구성되어 있다. 첫째는 '따뜻한' 바깥쪽 토러스로, 이오의 공전궤도 바로 바깥에 위치한다. 둘째는 '리본' 구조로 이오의 공전궤도 거리에 수직방향으로 형성되어 있으며, 식어가는 플라스마 및 중성 물질 영역으로 이루어져 있다. 셋째는 '차가운' 안쪽 토러스로, 여기 있는 입자들은 천천히 나선을 그리며 목성으로 빨려 들어간다.<ref name="IobookChap11" /> '따뜻한' 토러스에 있던 입자들은 평균 40일을 토러스에서 머무르다가 탈출한다. 이 입자들은 목성의 자기권이 비정상적으로 거대한 원인 중 하나를 만드는데, 입자들이 바깥쪽으로 가하는 압력은 자기권을 부풀어오르게 한다.<ref name="Krimigis2002">{{cite journal |last=Krimigis |first=S. M. |author2=''et al.'' |title=A nebula of gases from Io surrounding Jupiter |journal=Nature |volume=415 |issue= 6875 |pages=994–996 |year=2002 |url= |doi=10.1038/415994a |pmid=11875559 |bibcode=2002Natur.415..994K }}</ref> 이오에서 탈출한 입자들은 자기권 플라스마 내에서 다양한 형태로 존재하며, 뉴 허라이즌스 호는 이들 입자가 긴 자기꼬리 형태를 이루고 있는 것을 관측했다. 과학자들은 토러스 내 물질이 뿜는 [[자외선]]을 측정하여 물질들 중 비슷한 부류를 연구하는 데 이용한다. 토러스의 물질들은 이오의 화산활동으로 나온 물질이 곧장 이동한 것은 아니나(그러나 그 근원이 되는 물질임은 맞다) 이오 주변의 중성 나트륨 구름에서 유래한 것으로 인정받았다.<ref name="Mendillo2004">{{cite journal |last=Medillo |first=M. |author2=''et al.'' |title=Io's volcanic control of Jupiter's extended neutral clouds |journal=Icarus |volume=170 |issue=2 |pages=430–442 |year=2004 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2004.03.009 |bibcode=2004Icar..170..430M }}</ref>
 
[[율리시스 (우주선)|율리시스]] 탐사선은 1992년 목성과 조우하면서 먼지 크기 입자의 흐름이 목성계로부터 탈출하고 있는 것을 관측했다.<ref name="Grun1993">{{cite journal |last=Grün |first=E. |author2=''et al.'' |title=Discovery of Jovian dust streams and interstellar grains by the ULYSSES spacecraft |journal=Nature |volume=362 |issue=6419 |pages=428–430 |year=1993 |url= |doi=10.1038/362428a0 |bibcode=1993Natur.362..428G }}</ref> 이 주변과 구별되는 먼지 흐름은 목성을 초당 수백 킬로미터 속도가 넘는 속도로 빠져나오며, 입자의 평균 크기는 10 마이크로미터이고 주로 [[염화 나트륨]]으로 이루어져 있다.<ref name="Postberg2006" /><ref name="Zook1996">{{cite journal |last=Zook |first=H. A. |author2=''et al.'' |title=Solar Wind Magnetic Field Bending of Jovian Dust Trajectories |journal=Science |volume=274 |issue=5292 |pages=1501–1503 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.274.5292.1501 |pmid=8929405 |bibcode=1996Sci...274.1501Z }}</ref> 갈릴레오 탐사선의호의 측정치에 따르면 먼지 흐름은 이오에서 나왔으나, 이 흐름이 이오의 화산활동 또는 이오 표면에서 탈출한 물질 어느 쪽에서 생겨난 것인지는 정확히 밝혀지지 않았다.<ref name="Grun1996">{{cite journal |last=Grün |first=E. |author2=''et al.'' |title=Dust Measurements During Galileo's Approach to Jupiter and Io Encounter |journal=Science |volume=274 |issue=5286 |pages=399–401 |year=1996 |url= |doi=10.1126/science.274.5286.399 |bibcode=1996Sci...274..399G }}</ref>
 
이오는 목성의 자력선을 가로지르면서 공전하는데, 이 자력선은 '이오 [[선속관]]'으로 알려진 전자의 흐름을 [[패러데이 전자기 유도 법칙|만들어]] 냄으로써 이오의 대기·중성구름과 목성의 극 상층부 대기를 잇는다.<ref name="IobookChap11" /> 이 흐름은 목성의 양극에 [[오로라]] 빛을 만들어내며(이를 '이오의 발자국'으로 표현한다), 마찬가지로 이오 대기에도 오로라를 형성한다. 이 오로라 상호작용으로부터 나오는 입자들은 가시광선 파장대에서 목성의 양극지대를 어둡게 만든다. 이오가 지구에서 관측하기 좋은 위치에 자리잡을 때 목성에서 나오는 [[전파]] 신호량은 크게 증가하며 그 원인은 이 목성과 '이오의 발자국' 때문이다.<ref name=Bigg1964/><ref name="IobookChap11" /> 2011년 발사한 [[주노 (우주선)|주노]] 탐사선이 이 상호작용 과정을 규명해 줄 것으로 기대된다. 또한 이오의 전리층을 통과하는 목성의 자력선은 전자의 흐름을 일으켜 이오 내부에서 자기장이 생성되도록 한다. 이오 스스로 만들어낸 자기장은 위성 표면 50 킬로미터 아래 규산염 마그마 바다(일부 녹아 있음)에서 생겨나는 것으로 보인다.<ref name="KerrInducedField">{{cite journal|last=Kerr |first=R. A. |title=Magnetics Point to Magma 'Ocean' at Io |journal=Science |volume=327 |issue=5964 |pages=408–409 |year=2010 |url= |doi=10.1126/science.327.5964.408-b|pmid=20093451 }}</ref> 갈릴레오 탐사선은호는 이오 외에 다른 갈릴레이 위성에도 자체적으로 생성된 자기장이 있음을 발견했는데, 그 원인은 이오의 마그마 바다와는 달리 [[에우로파 (위성)|에우로파]]나 [[가니메데 (위성)|가니메데]]의 경우 위성 지하에 있는 물의 [[바다]]로 추측된다.
 
== 구조 ==
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=== 내부 ===
[[파일:PIA01129 Interior of Io.jpg|thumb|right|이오의 내부 구조 상상도. 중심부에는 철질 또는 황화철질의 핵이 있고(회색) 그 위로 부분적으로 녹은 맨틀(오렌지색), 규산염질의 지각(갈색)이 있다.]]
이오는 질량 대부분이 [[규산염|규산염질]]의 바위 및 철로 이루어져 있어서, 주로 물의 얼음과 규산염 광물의 혼합체로 이루어진 외태양계 위성들보다는 그 구성물이 지구형 행성에 가깝다. 이오의 밀도는 3.5275 g/cm<sup>3</sup>로 [[태양계]]의 어떤 위성보다도 높은데, 다른 갈릴레이 위성들보다 확연히 높고 [[달]]보다도 밀도가 높다.<ref name="Schubert2004">{{cite book |last=Schubert |first=J. ''et al.'' |editor=F. Bagenal ''et al.'' |title=Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere |year=2004 |publisher=Cambridge University Press |pages=281–306 |isbn=978-0-521-81808-7 |chapter=Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites. }}</ref> 보이저호 및 갈릴레오 탐사선이호가 측정한 이오의 질량, 반지름, 중력 계수(어떤 물체 내에 질량이 어떻게 분포되어 있는지와 관계 있는 수치)에 기초한 모형에 따르면, 이오의 내부는 규산염이 풍부한 지각과 맨틀, [[황철석|황철광]]이 풍부한 핵으로 나누어져 있는 것으로 보인다.<ref name=Anderson1996/> 이오의 철질 핵은 전체 질량의 약 20%를 차지한다.<ref name="Anderson2001">{{cite journal |last=Anderson |first=J. D. |author2=''et al.'' |title=Io's gravity field and interior structure |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue=E12 |pages=32963–32969 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JE001367 |bibcode=2001JGR...10632963A }}</ref> 핵의 반지름은 만약 구성물이 완전히 철로 이루어져 있다면 350~650 &nbsp;km, 철과 황이 섞여 있다면 550~900 km일 것이다. 갈릴레오 탐사선의호의 자력계로는 이오 내부에 존재하는 자기장을 감지하지 못했는데 이는 중심핵이 [[대류|대류 활동]]을 하지 않기 때문으로 보인다.<ref name="Kivelson2001">{{cite journal |last=Kivelson |first=M. G. |author2=''et al.'' |title=Magnetized or Unmagnetized: Ambiguity persists following Galileo's encounters with Io in 1999 and 2000 |journal=J. Geophys. Res. |volume=106 |issue=A11 |pages=26121–26135 |year=2001 |url= |doi=10.1029/2000JA002510 |bibcode=2001JGR...10626121K }}</ref>
 
내부 조성물 모형에 따르면 이오의 맨틀은 적어도 75%가 마그네슘이 풍부한 광물인 [[고토 감람석]]이며, L 콘드라이트 및 LL 콘드라이트 [[운석]]과 구성물질이 비슷한데 [[철]]의 함유량이 지구나 달([[규소]]와 비교하여)보다 높지만 화성보다는 낮다.<ref name="Sohl2002">{{cite journal |last=Sohl |first=F. |author2=''et al.'' |title=Implications from Galileo observations on the interior structure and chemistry of the Galilean satellites |journal=Icarus |volume=157 |issue=1 |pages=104–119 |year=2002 |url= |doi=10.1006/icar.2002.6828 |bibcode=2002Icar..157..104S }}</ref><ref name="Kuskov2001">{{cite journal |last=Kuskov |first=O. L. |first2=V. A. |last2=Kronrod |title=Core sizes and internal structure of the Earth's and Jupiter's satellites |journal=Icarus |volume=151 |issue=2 |pages=204–227 |year=2001 |url= |doi=10.1006/icar.2001.6611 |bibcode=2001Icar..151..204K }}</ref> 이오에서 관측된 열의 흐름을 볼 때 이오의 맨틀 10~20%는 녹아 있을지도 모르며, 온도 높은 화산활동이 관측된 지역은 녹은 부분의 비중이 더 높은 곳일 수 있다.<ref name="IobookChap5">{{cite book |last=Moore |first=W. B. ''et al.'' |editor=R. M. C. Lopes and J. R. Spencer |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |pages=89–108 |isbn=3-540-34681-3 |chapter=The Interior of Io. }}</ref> 그런데 2009년 갈릴레오 탐사선의호의 자력계를 재분석한 결과 이오에 자체 형성된 자기장이 있음이 밝혀졌고 이는 표면에서 50 &nbsp;km 아래 마그마 바다가 있어야 가능한 결과였다.<ref name="KerrInducedField" /> 2011년 발표된 추가 분석에서 이 바다 존재의 직접적 증거가 제시되었다.<ref>{{cite news |title=NASA's Galileo Reveals Magma 'Ocean' Beneath Surface of Jupiter's Moon |url=http://www.sciencedaily.com/releases/2011/05/110512150723.htm |date=2011-05-12 |publisher=Science Daily }}</ref> 마그마 층의 두께는 약 50 km이며 맨틀의 약 10%를 차지하고, 마그마 바다의 온도는 섭씨 1200도에 이른다. 이오의 맨틀 중 10~20%의 녹은 비율이 이 마그마 바다를 이루는 막대한 규산염 광물의 양과 일치하는지는 밝혀지지 않았다.<ref name="PerryInducedMagmaOcean">{{cite web |last=Perry |first=J. |title=Science: Io's Induced Magnetic Field and Mushy Magma Ocean |date=2010-01-21 |url=http://gishbar.blogspot.com/2010/01/science-discovery-of-ios-induced.html |work=The Gish Bar Times }}</ref> 이오의 [[암석권]]은 광범위한 화산 활동으로 축적된 현무암과 유황으로 이루어져 있다. 두께는 최소 12 km에서 최대 40 km인 것으로 보인다.<ref name="Anderson2001" /><ref name="Jaeger2003">{{cite journal |last=Jaeger |first=W. L. |author2=''et al.'' |title=Orogenic tectonism on Io |journal=J. Geophys. Res. |volume=108 |issue=E8 |pages=12–1|year=2003 |url= |doi=10.1029/2002JE001946 |bibcode=2003JGRE..108.5093J }}</ref>
 
=== 조석 가열 ===
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{{Main|이오의 화산학}}
{{See also|이오의 화산 구조물 목록}}
[[파일:Tvastarpic2.jpg|thumb|300px|[[트바쉬타 파테라]] 화산활동 지역에서 활성(活性) 용암이 흐르고 있다. 두 사진은 갈릴레오 탐사선이호가 각각 1999년 11월, 2000년 2월 찍었다.]]
이오의 궤도는 인접 천체와의 작용으로 미묘하게 [[궤도이심률|찌그러져]] 있는데 이 이심률로 조석가열이 발생하여 이오는 태양계에서 화산활동이 가장 활발한 천체가 되었다. 이오에는 화산중심에서 흘러나오는 [[용암|용암류]] 지형이 수백 개 있다. 화산 폭발이 일어나면서 수십~수백 킬로미터까지 흘러가는 용암류가 만들어지는데 용암은 현무암-규산염 성분이 대부분이고 여기에 [[고철질암]] 또는 [[초고철질암]](마그네슘이 풍부함)이 섞여 있다. 이 활동의 부산물로 [[황]], [[이산화 황]], 규산염질의 [[화산 쇄설암]] 물질(재와 비슷함)이 우주를 향하여 200 킬로미터 높이로 솟아 올라, 거대한 우산 모양의 분출물 기둥을 만든다. 이 물질들은 화산 주변 지형을 빨강, 검정, 흰색으로 물들이며 이오의 희박한 대기와 목성의 거대한 자기장에 물질을 공급한다.
 
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[[파일:Tvashtarvideo.gif|left|thumb|[[뉴 허라이즌스 호]]가 촬영한 사진 다섯 장의 연속재생. 트바쉬타 화산이 표면으로부터 330 km 높이까지 물질을 뿜어내고 있다.]]
 
이오 표면의 또다른 대표적 지형으로 용암류를 들 수 있다. 마그마는 파테라 바닥의 구멍이나 평원 표면의 틈을 통해 분출하는데, 그 모양은 평평하고 여러 성분의 혼합체로 마치 하와이 [[킬라우에아 산]]과 비슷하다. 갈릴레오 탐사선이호가 보내온 사진으로 프로메테우스나 아미라니 등 이오의 거대한 용암류 다수는 오래된 용암류 꼭대기에서 작은 분출이 일어나면서 이 과정이 누적되어 만들어진 것임을 알게 되었다.<ref name="Keszthelyi2001">{{cite journal |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. |author2=''et al.'' |pages=33025–33052 |volume=106 |issue=E12 |year=2001 |doi=10.1029/2000JE001383 |bibcode=2001JGR...10633025K }}</ref> 이보다 더 큰 규모로 용암이 새어 나오는 것이 관측된 바 있다. 그 예로 프로메테우스 화산의 용암류는 1979년 보이저 호가 처음 관측했을 때부터 1996년 갈릴레오가 다시 사진을 찍었을 때 사이 75~95 킬로미터를 흘러갔다. 1997년 일어난 거대 화산폭발로 뜨거운 용암이 약 3500 제곱킬로미터 넓이에 퍼졌으며 이는 화구와 인접한 필란 파테라 바닥을 가득 채웠다.<ref name="Mcewen1998b"/>
 
보이저 호가 보내온 사진으로 과학자들은 이 용암류의 성분은 그 대부분이 녹은 황의 다양한 혼합물이라고 생각했다. 그러나 이후 지구에서의 [[적외선]] 후속연구 및 갈릴레오 탐사선의호의 자료로는 용암류 성분이 현무암질에 고철질암과 초고철질암이 섞여 있는 것으로 나타났다. 이 가설은 이오의 '열점' 또는 열방출 지역의 온도가 최소 1300 켈빈에서 일부는 1600 켈빈까지 기록한 것에 기반한 것이다.<ref name="Keszthelyi2007">{{cite journal |title=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |author2=''et al.'' |pages=491–502 |volume=192 |issue=2 |year=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008 |bibcode=2007Icar..192..491K }}</ref> 원래 모형은 이들 열점 온도가 2000 켈빈까지 올라가는 것으로 나왔는데, 이는 잘못된 온도 모델을 사용하여 수치가 과도하게 측정되었기 때문이다.<ref name="Mcewen1998b"/><ref name="Keszthelyi2007" />
 
펠레, 로키 화산에서 물질이 뿜어져 나오는 것을 발견한 것은 이오가 지질학적으로 살아 있음을 처음으로 보여주는 신호였다.<ref name="Morabito1979"/> 보통 이 분출기둥은 황이나 이산화 황과 같은 휘발성 물질이 이오의 화산으로부터 초당 1 킬로미터 속도로 뿜어져 나오면서 만들어지며, 기체와 먼지로 된 우산모양의 구름을 만든다. 이 화산활동 기둥에서 나트륨, [[칼륨]], 염소가 발견될 가능성이 있다.<ref name="Roesler1999">{{cite journal |url= |title=Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS |journal=Science |last=Roesler |first=F. L. |author2=''et al.'' |pages=353–357 |volume=283 |issue=5400 |year=1999 |doi=10.1126/science.283.5400.353 |pmid=9888844 |bibcode=1999Sci...283..353R }}</ref><ref name="Geissler1999">{{cite journal |title=Galileo Imaging of Atmospheric Emissions from Io |journal=Science |last=Geissler |first=P. E. |author2=''et al.'' |pages=870–4 |volume=285 |issue=5429 |year=1999 |doi=10.1126/science.285.5429.870 |format= |pmid=10436151 |bibcode=1999Sci...285..870G }}</ref>
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{{Main|이오의 산}}
{{See also|이오의 산 목록}}
[[파일:Tohil Mons.jpg|right|thumb|갈릴레오 탐사선이호가 찍은 토힐 몬스의 흑백 사진. 이 산의 높이는 5.4 킬로미터이다.]]
이오에는 100~150개의 산이 있다. 이들 산의 평균 높이는 6 킬로미터이며 가장 높은 사우스 보사울레 몬테스는 17.5±1.5 킬로미터에 이른다.<ref name="Schenk2001"/> 이오의 산들은 크고(산의 평균 지름은 157 킬로미터이다.) 지질구조상으로 정형화된 윤곽이 특별히 없이 고립된 구조처럼 보이는데 이는 지구의 경우와 비슷하다.<ref name=Schenk2001/> 이처럼 엄청나게 큰 규모의 지형이 유지되려면 그 구성요소는 대부분이 [[황]]이 아닌 [[규산염]] 암석이어야 한다.<ref name="Clow1980">{{cite journal |title=Stability of sulfur slopes on Io |journal=Icarus |first1=G. D. |last1=Clow |first2=M. H. |last2=Carr |pages=268–279 |volume=44 |issue=2 |year=1980 |doi=10.1016/0019-1035(80)90022-6 |bibcode=1980Icar...44..268C }}</ref>
 
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[[파일:Io Aurorae color.jpg|thumb|right|이오의 상부 대기권에서 극광이 빛나는 모습이다. 색이 다른 것은 대기가 서로 다른 물질로 이루어져 있기 때문이다(녹색은 [[나트륨]], 붉은색은 [[산소]], 파란색은 화산 활동으로 인해 생성된 [[이산화 황]]이 발산하는 빛이다). 이오가 일식 상태에 있는 동안 사진을 촬영했다.]]
 
이오는 주로 [[이산화 황]](SO<sub>2</sub>)으로 구성된 얇은 [[대기]]를 가지고 있다. 이 밖에 [[일산화 황]](SO), [[염화 나트륨]](NaCl), [[황]] 원자와 [[산소]] 등의 물질도 포함되어 있다.<ref name="IobookChap10">{{cite book |last=Lellouch |first=E.; ''et al.'' |editor=Lopes, R. M. C.; and Spencer, J. R. |title=Io after Galileo |year=2007 |publisher=Springer-Praxis |isbn=3-540-34681-3 |pages=231–264 |chapter=Io's atmosphere }}</ref> 대기의 밀도와 기온은 하루 중의 시간, 위도, 화산 활동 여부, 표면의 서리의 양에 따라 크게 달라진다. 이오의 대기압은 목성을 마주보지 않는 면과 적도 지역, 그리고 표면의 서리 온도가 가장 높아지는 초저녁에 일시적으로 높아지며, 최대 대기압은 3.3×10<sup>-5−5</sup> ~ 3×10<sup>-4−4</sup> [[파스칼 (단위)|Pa]](0.3 ~ 3 [[바 (단위)|nbar]])까지 올라간다. <ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010">{{cite journal |last=Walker |first=A. C. |author2=''et al.'' |title=A Comprehensive Numerical Simulation of Io's Sublimation-Driven Atmosphere |journal=Icarus |volume=press |issue=1 |series=in |page=409 |year=2010 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2010.01.012 |bibcode=2010Icar..207..409W }}</ref><ref name="Spencer2005">{{cite journal |last=Spencer |first=A. C. |author2=''et al.'' |title=Mid-infrared detection of large longitudinal asymmetries in Io's {{chem|SO|2}} atmosphere |journal=Icarus |volume=176 |issue=2 |pages=283–304 |year=2005 |url= |doi=10.1016/j.icarus.2005.01.019 |bibcode=2005Icar..176..283S }}</ref>
화산 폭발이 일어난 지역에서도 5×10<sup>-4−4</sup> ~ 4×10<sup>-3−3</sup> Pa(5~40 nbar)의 범위 내에서 압력이 상승하기도 한다.<ref name=Pearl1979/> 반면 밤인 지역에서는 이오의 대기압이 1×10<sup>-8−8</sup> ~ 1×10<sup>-7−7</sup> Pa(0.0001 ~ 0.001 nbar)까지 감소한다.<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" />
 
이오의 기온은 저고도에서는 이산화 황의 고체 상과 기체 상이 동적 평형을 이룰 정도의 낮은 온도이며, 높은 고도에서는 대기가 희박하여 이오의 플라스마 토러스의 플라스마나 자속 다발의 [[줄 발열]]에 의해 가열되므로 1800[[켈빈|K]]에 이른다.<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" /> 이오의 대기압은 매우 낮으므로 이오의 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.<ref name="IobookChap10" /><ref name="Walker2010" /> 또, 이오의 희박한 대기와 낮은 대기압으로 인해 이오에 착륙하는 탐사선은 착륙할 때 공기 주머니를 이용해 충격을 흡수하는 방식이 아닌 역추진 [[로켓]]을 이용하여 착륙해야 하며, 착륙 후에도 [[목성]]에서 나오는 강력한 [[방사선]]에도 버틸 수 있어야 할 것이다.
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=== 일반 정보 ===
* {{언어고리|en}} [http://solarsystem.nasa.gov/ 미국 항공우주국의 태양계 탐사] 홈페이지의 [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Io 이오 정보]
* {{언어고리|en}} [http://www.nineplanets.org/ 9개의 행성 웹사이트] 의 [http://www.nineplanets.org/io.html 빌 아넷의 이오 웹페이지]
* {{언어고리|en}} 미시간 대학 [http://www.windows.ucar.edu/ 우주의 창] 홈페이지의 [http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/jupiter/moons/io.html&edu=high 이오 개요]
* {{언어고리|en}} [http://www.solarviews.com/eng/ Views of the Solar System website] 홈페이지의 [http://www.solarviews.com/eng/io.htm 캘빈 해밍턴의 이오 웹페이지]
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=== 지도 ===
* {{언어고리|en}} [http://astrogeology.usgs.gov/ USGS의 행성 지질학 웹사이트] 의 [http://astrogeology.usgs.gov/products/Io-Voyager-Galileo-Global-Mosaics 이오 전체 지도]
* {{언어고리|en}} [http://planetarynames.wr.usgs.gov/ USGS의 행성 지질학 웹사이트] 의 [http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/IO/target 이오의 지명] 과 [http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/io_comp_color.pdf 이오의 지도와 지명]
 
=== 추가 정보 ===
원본 주소 "https://ko.wikipedia.org/wiki/이오_(위성)"