이오 (위성): 두 판 사이의 차이
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'''이오'''(Io, {{llang|el|Ἰώ}})는 [[목성의 위성]] 중 하나로 [[갈릴레이 위성]]에 속하는 위성이다. 지름은 3,642km으로 [[태양계]]에서 [[반지름순 태양계 천체 목록|네 번째로 큰 위성]]이며 [[목성의 위성]] 중 세 번째로 크다. 이 위성의 이름은 그리스 신화에서 [[제우스]]의 연인 중 한명이자 [[헤라]]의 여사제인 [[이오 (신화)|이오]]를 따서 지어졌다.
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 [[
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 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.
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{{본문|이오에 대한 탐사}}
[[파일:Galileo.arp.300pix.jpg|thumb|upright|left|[[갈릴레오 갈릴레이]]는 이오를 발견했다.]]
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 [[
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> [[조반니 도메니코 카시니|카시니]] 외 여러 천문학자들이 만든 [[천체력]]에 기반하여 [[피에르시몽 라플라스]]는 이오, [[
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 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 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
보이저 2호는 1979년 7월 9일 1,130,000 km의 거리에서 이오를 통과했다. 보이저 2호는 보이저 1호만큼 가까이 접근하지 않았지만, 보이저 2호의 사진은 4개월 전의 보이저 1호 사진과 비교하여 표면의 변화를 관찰할 수 있었다. 또한, 이오를 관찰할 때 발견했던 7~9개의 가스 기둥이 3월에서 7월까지 여전히 활성 상태인 것을 밝혔다. 하지만 유일하게 [[펠레 (화산)|펠레 화산]]은 두 번의 근접통과 사이에 활동을 중단했다.<ref name="Strom1982">{{cite book |last=Strom |first=R. G. |last2=Schneider |first2=N. M. |editor=Morrison, D. |title=Satellites of Jupiter |year=1982 |publisher=University of Arizona Press |isbn=0-8165-0762-7 |pages=598–633 |chapter=Volcanic eruptions on Io }}</ref>
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== 공전과 자전 ==
[[파일:Galilean moon Laplace resonance animation.gif|thumb|365px|right|이오,
이오는 목성의 중심부로부터 42만 1700 킬로미터, 목성 대기 상층부로부터 35만 킬로미터를 떨어져 공전하고 있다. 이오는 갈릴레오 위성 중 가장 안쪽을 돌고 있으며 그 궤도는 [[테베 (위성)|테베]]와 [[
[[달]]이나 다른 [[갈릴레이 위성]]들처럼 이오는 공전 주기와 자전 주기가 [[조석 고정|일치]]하며, 목성을 향해 한쪽 면만을 계속 향하고 있다. 이 '일치성'으로 인해 이오의 [[경도]](좌표) 체계가 만들어진다. 이오의 [[본초 자오선]]은 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.<ref name="Lopes2005">{{저널 인용|title=Io after ''Galileo'' |journal=Reports on Progress in Physics |last=Lopes |first=R. M. C. |first2=D. A. |last2=Williams |pages=303–340 |volume=68 |issue=2 |year=2005 |doi=10.1088/0034-4885/68/2/R02 |bibcode=2005RPPh...68..303L }}</ref>
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[[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 호의 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 호는 이오 외에 다른 갈릴레이 위성에도 자체적으로 생성된 자기장이 있음을 발견했는데, 그 원인은 이오의 마그마 바다와는 달리 [[
== 구조 ==
이오는 [[달]]보다 약간 더 크다. 이오의 평균반지름은 1821.3 km로 달보다 5% 더 크며, 질량은 8.9319{{e|22}} kg으로 달보다 약 21% 더 크다. 이오의 겉모습은 근소한 [[타원체]] 형태로 장축이 목성을 향해 있다. 이오는 질량과 부피 모두 [[갈릴레이 위성]] 중에서 [[가니메데 (위성)|가니메데]]와 [[칼리스토 (위성)|칼리스토]] 다음 순위이지만 [[
=== 내부 ===
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=== 조석 가열 ===
{{main|이오의 조석 가열}}
지구나 달과는 달리 이오의 [[내부열]]은 [[방사성 동위원소]] 붕괴보다는 [[조석|조석 소산]]이 주원인이다.<ref name=Peale1979a/> 이 내부열은 목성과의 거리, 궤도 이심률, 이오의 내부 조성물 및 물리적 상태로 인해 발생한다.<ref name="IobookChap5" />
=== 표면 ===
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