이오(Io)

이오(Io)

이오(Io)는 목성의 갈릴레오 위성 4개 중 가장 심오하고 3번째로 큰 위성입니다. 지구의 달보다 약간 큰 이오는 태양계에서 네 번째로 큰 달이며, 다른행성의 위성 달보다 밀도가 높고, 어떤 달보다 표면 중력이 강해 태양계로 알려진 천체 중에서도 물의 양(원자비)이 가장 낮습니다. 1610년 갈릴레오 갈릴레이에 의해 발견되어 제우스의 연인 중 한 명이 된 헤라 사제 이오의 이름을 따서 지어졌습니다. 400개 이상의 활화산을 가진 이오는 태양계에서 가장 지질학적으로 활발한 천체입니다. 이 극단적인 지질학적 활동은 목성과 다른 갈릴리 위성인 유로파, 가니메데, 칼리스토 사이에서 당겨질 때 이오 내부에서 발생하는 마찰로 생기는 조석 가열의 결과입니다. 몇몇 화산은 지표에서 500km(300mi) 높이까지 상승하는 황과 이산화황을 생성합니다. 또한 이오의 표면에는 100개 이상의 산이 산재해 있으며, 이오의 규산염 크러스트 바닥에서 광범위하게 압축되어 융기하고 있습니다. 이 봉우리들 중에는 지구상에서 가장 높은 에베레스트보다 높은 것도 있습니다. 태양계 밖의 대부분의 위성과 달리 이오는 주로 쇳물 또는 황화철 코어를 둘러싼 규산염암으로 구성되어 있습니다. 이오 표면의 대부분은 광대한 평원으로 이루어져 있으며, 황과 이산화황이 서리로 덮여 있습니다. 이오의 화산 활동은 그 독특한 특징의 대부분을 담당하고 있습니다. 화산성 깃털과 용암류는 큰 표면 변화를 일으키며 주로 유황 동위원소와 화합물에 의해 표면을 노란색, 빨간색, 흰색, 검은색, 녹색의 다양한 미묘한 색조로 칠합니다. 길이 500km(300mi)가 넘는 다수의 광범위한 용암류도 표면을 보여줍니다. 이 화산 활동에 의해 생성된 물질은 이오의 얇고 얼룩진 대기와 목성의 광범위한 자기권을 구성하고 있습니다. 이오의 화산 분출물은 또한 목성 주위에서 큰 플라즈마 토러스를 생성합니다. 이오는 17세기와 18세기 천문학 발전에 중요한 역할을 했습니다. 1610년 1월 갈릴레오 갈릴레이가 다른 갈릴레이 위성들과 함께 발견하면서 이 발견은 태양계의 코페르니쿠스적 모델인 케플러의 운동법칙을 발전시켰습니다. 그리고 빛의 속도를 측정하는 첫 번째 측정입니다. 지구에서 볼 때 이오는 19세기 후반부터 20세기 초까지 어두운 적색 극지와 밝은 적도 지역 등의 대규모 표면적 특징을 해결하는 것이 가능해질 때까지 단지 빛의 점에 그쳤습니다. 1979년, 두 대의 보이저 우주선은 이오가 지질학적으로 활발한 세계임을 밝혀내며 수많은 화산의 특징과 큰 산, 뚜렷한 충돌 크레이터가 없는 젊은 표면을 가지고 있습니다. 갈릴레오 우주선은 1990년대부터 2000년대 초에 걸쳐 몇 가지 근접 비행을 하여 이오의 내부 구조와 표면 구성에 관한 데이터를 취득했습니다. 이 우주선들은 또한 Io와 목성의 자기권과의 관계와 Io 궤도를 중심으로 한 고에너지 방사대의 존재도 밝혀냈습니다. Io는 하루에 약 3600렘(36Sv)의 전리방사선을 받고 있습니다. 카시니에 의한 추가 관찰이 이루어진 호이헨스는 2000년, 뉴호라이즌스는 2007년, 주노는 2017년부터 지구 기반 망원경과 허블 우주 망원경으로부터 관찰 되었습니다. 사이먼 마리우스(Simon Marius)는 갈릴레오 위성의 유일한 발견에 대해 크레딧되지 않았지만 달 이름이 채택되었습니다. 1614년에 출판된 문두스 이오비알리스(Mundus Iovialis Anno M.). DC.IX Detectus Ope Perpicilli Belgici는 목성과 목성 행성의 첫 번째 행성을 포함한 목성의 가장 안쪽에 있는 위성에 대한 몇 가지 대체명을 제안했습니다.1613년 10월 요하네스 케플러의 제안에 따라 그는 각각의 달을 그리스 신 제우스 또는 로마에 해당하는 목성 연인의 이름을 따서 명명하는 명명법도 고안했습니다. 그는 그리스의 이오의 이름을 따서 목성의 가장 안쪽에 있는 큰 달을 다음과 같이 명명했습니다. 이오의 특징은 이오신화에 등장하는 인물과 장소, 다양한 신화에 등장하는 불, 화산, 태양, 뇌신의 이름을 따서 지어졌으며 단테 인페르노에서 등장하는 인물과 장소 즉 표면의 화산성에 어울리는 이름입니다. 이 표면이 보이저 1호에 의해 처음으로 가까이서 볼 수 있었기 때문에 국제천문학연합은 이오의 화산, 산, 받침대 및 큰 알베도의 특징에 대해 225개 명칭을 승인했습니다. 다양한 유형의 화산 특징을 위해 Io에 사용되는 승인된 특징 카테고리에는 파텔라('원반'), 화산의 구덩이), 변동(「흐름」,용암류), 바리스('계곡',용암류) 및 활성분화 중심(플룸활동이 특정 화산활동의 첫 징후였던 곳)이 있습니다.

이오의 지질 특징

이오의 지질 특징으로는 여러가지가 있습니다. 첫번째 특징으로는 지구의 달보다 크기가 조금 크다는 것입니다. 평균 반경은 1,821.3km(달보다 약 5% 크다), 질량은 8.9319x1022kg(달보다 약 21% 크다)다. 모양은 약간의 타원체이고, 가장 긴 축은 목성을 향하고 있습니다. 갈릴리 위성 중에서는 질량과 부피 양면에서 이오는 가니메데와 칼리스토에 뒤지지만 에우로파보다 앞서 있습니다. 주로 규산염암과 철로 이루어진 이오와 에우로파는 대부분 수빙과 규산염 혼합물로 구성되는 태양계의 다른 위성보다 지구 행성에 벌크 구성이 가깝습니다. 이오의 밀도는 3.5275g/cm^3로 태양계의 일반적인 달 중 가장 높고 다른 갈릴리 위성(특히 가니메데와 칼리스토)보다 현저히 높으며 밀도는 1.9g/cm^3 정도다. 보이저와 갈릴레오 이오의 질량, 반경 및 4극 중력 계수(물체 내에서 질량이 어떻게 분배되는지에 관련된 수치)를 기반으로 한 모델은 내부가 규산염이 풍부한 크러스트와 맨틀과 철 또는 황화철이 풍부한 코어 사이에서 차별화되고 있음을 시사합니다.이오의 금속 코어는 질량의 약 20%를 차지하고 있습니다. 코어 내 유황의 양에 따라 코어가 거의 완전히 철로 구성된 경우 350~650km (220~400mi) 또는 철과 유황의 혼합으로 구성된 경우 550~900km(340~560mi) 사이의 반경을 가집니다. 갈릴레오의 자력계는 내부 고유 자기장을 이오로 검출할 수 없어 코어가 대류하지 않았음을 시사했습니다.

이오의 내부 구성을 모델링하면 맨틀이 최소 75%인 마그네슘 풍부한 포스터 라이트 광물로 구성되어 있으며 L-콘드라이트 및 LL-콘드라이트 운석과 유사한 벌크 구성을 가지고 있으며 철 함유량은 달이나 지구보다 높지만 화성보다 낮습니다. 이오에서 관측된 열류를 지지하기 위해 이오 맨틀의 10~20%는 용융될 수 있지만 고온의 화산활동이 관찰된 지역은 더 높은 용융분율을 가질 수 있습니다. 그러나 2009년 갈릴레오 자력계의 데이터를 재분석한 결과 이오에 유도 자기장이 존재하는 것으로 밝혀져 지표로부터 50km (31mi) 아래 마그마해가 필요하게 되었습니다.2011년에 발표된 추가 분석은 그러한 해양의 직접적인 증거를 제공했습니다. 이 층의 두께는 50km로 추정되며, 이오 맨틀의 약 10%를 구성합니다. 마그마해의 온도는 1200℃에 이를 것으로 추정되고 있습니다. 이오의 맨틀에 대한 10~20%의 부분 용해율이 이 마그마해에서의 대량 용융 규산염 요구와 일치하는지는 불분명합니다.이오의 광범위한 화산 활동에 의해 퇴적된 현무암과 유황으로 이루어진 이오 암석권은 두께가 최소 12km (7.5mi), 두께는 아마도 40km (25mi) 미만이다. 지구나 달과 달리 이오의 내부 열원은 방사성 동위원소 붕괴가 아니라 조석산일에 의한 것으로, 이오가 에우로파와 게니미드와 궤도공명한 결과다.이러한 가열은 목성으로부터의 이오의 거리, 궤도 편심, 내부 조성 및 물리적 상태에 의존합니다. 유로파(Europa)와 가니메데(Ganymede)와의 라플라스 공명은 이오의 편심을 유지하고 이오 내 조석산일이 궤도를 순환하는 것을 방지합니다. 공명 궤도는 또한 목성으로부터의 이오 거리를 유지하는 데 도움이 됩니다.그렇지 않으면 목성에서 상승한 조수가 이오를 모행성에서 바깥쪽으로 천천히 만듭니다. 이오가 겪는 조석력은 달에 따라 지구가 경험하는 조석력보다 약 2만배 강하며, 이오가 주회기에 있을 때와 궤도상에 있는 수포간의 조석팽창 수직차는 100m(330ft)나 될 수 있습니다. 이 변화하는 조석인력에 의해 이오 내부에서 발생하는 마찰 또는 조석산일은 공명궤도가 없으면 대신 이오의 궤도를 순환시키게 되어 이오 내부에서 상당한 조석가열을 일으켜 이오의 맨틀과 코어를 용해시킵니다. 발생하는 에너지의 양은 방사성 붕괴만으로 발생하는 에너지의 최대 200배입니다. 이 열은 화산 활동의 형태로 방출되어 관측된 높은 열류를 생성합니다(전체 구합계: 0.61.6x1014W). 궤도 모델은 이오 내의 조석 가열량이 시간이 지남에 따라 변화한다는 것을 시사하지만, 현재의 조석 방산량은 관측된 열류와 일치합니다. 조석 가열과 대류 모델은 조석 에너지 소멸과 표면으로의 열의 맨틀 대류를 동시에 일치시키는 일관된 행성 점도 프로파일을 찾지 못했습니다.

이오의 많은 화산으로 표현되는 열의 기원은 목성과 그 달 에우로파로부터의 인력에 의한 조석 가열이라는 일반적인 합의가 있지만 화산은 조석 가열로 예측된 위치에 있지 않습니다. 그것들은 동쪽으로 30도에서 60도 이동합니다. 타일러(2015)에 의해 발표된 연구에 따르면, 이 동향의 변화는 표면 아래 녹은 바위 바다에 의해 야기될 수 있습니다. 이 마그마의 움직임은 점성 때문에 마찰에 의해 여분의 열을 발생시킵니다. 이 연구의 저자들은 이 지하 바다는 녹은 바위와 고체 바위가 혼합된 것이라고 믿고 있습니다. 태양계의 다른 위성들 또한 조석 가열되고 있어 지하 마그마나 수해의 마찰에 의해 추가적인 열을 발생시킬 수 있습니다. 지하 바다에서 열을 발생시키는 이 능력은 유로파(Europa)나 엔켈라두스(Enceladus) 같은 몸에 생명이 존재할 가능성을 높입니다. 과학자들은 달, 화성, 수성의 고대 표면에서의 경험을 바탕으로 보이저 1호의 첫 번째 이미지에서 수많은 충돌 크레이터를 볼 수 있을 것으로 기대했습니다.

이오 표면 전체에 걸친 충돌 크레이터 밀도는 이오의 나이를 나타내는 단서가 될 것입니다. 그러나 그들은 지표면이 거의 충격 크레이터가 부족하다는 것을 깨닫고 놀랐지만 대신 높은 산과 다양한 형태와 크기의 구덩이, 화산 용암류 등이 산재한 매끄러운 평야로 덮여 있었습니다. 거기까지 관측된 대부분의 세계와 비교하면, 이오의 표면은 다양한 유황 화합물에서 다양한 색의 물질(썩은 오렌지나 피자에 비유됨)로 덮여 있었습니다. 임팩트 크레이터의 결여는 이오의 표면이 지표면과 마찬가지로 지질학적으로 젊다는 것을 보여주며, 화산물질은 크레이터가 생성되면 그것들을 계속 채우고 있습니다. 이 결과는 보이저 1호에 의해 적어도 9개의 활화산이 관측됨으로써 훌륭하게 확인되었습니다. 이오의 컬러풀한 외관은 규산염(오르토필록센 등), 황, 이산화황 등 광범위한 화산 활동에 의해 퇴적된 물질의 결과입니다.이산화황 서리는 이오 표면 전체에 존재하며 흰색 또는 회색 물질로 덮인 큰 영역을 형성합니다. 유황은 이오 곳곳에서도 많이 볼 수 있으며 노란색에서 연두색 지역을 형성합니다. 중위도와 극지에 퇴적된 황은 종종 방사선에 의해 손상되며, 보통 안정적인 환식 8쇄 유황을 분해합니다. 이 방사선 손상은 이오의 적갈색 극영역을 생성합니다. 종종 우산 모양의 깃털 모양의 폭발적인 화산 활동은 표면에 유황질과 규산염 물질로 바릅니다. 이오 상의 플룸 퇴적물은 플룸 내의 황과 이산화황의 양에 따라 적색 또는 백색으로 착색되는 경우가 많습니다. 일반적으로 가스를 뺀 용암 화산 분출구에 형성된 플룸은 더 많은 양의 S2를 포함하고 있으며, 붉은 '팬' 퇴적물을 생성하거나 극단적인 경우에는 (종종 중앙 분출구에서 450km 또는 280m 이상) 빨간 링을 생성합니다. 빨간 링 플룸 광상의 현저한 예는 펠레에 있습니다. 이 적색 퇴적물은 주로 황(일반적으로 3쇄와 4쇄의 분자 황), 이산화황, 그리고 아마도 염화 술프릴로 구성되어 있습니다.규산염 용암류 가장자리에 형성된 플럼(용암과 황과 이산화황의 기존 퇴적물과의 상호작용을 통해)은 백색 또는 회색 퇴적물을 생성합니다. 조성 매핑과 이오의 고밀도는 이오가 물을 거의 포함하지 않는다는 것을 시사하는데, 수빙 또는 수화 광물의 작은 주머니가 잠정적으로 확인되었으며, 특히 Gish Bar Mons 산 북서쪽 측면에 있다. 이오는 태양계에서 알려진 물체 중 가장 물의 양이 적습니다. 이 물 부족은 목성이 태양계 진화 초기 이오 부근의 물과 같은 휘발성 물질을 쫓아내기에 충분한 뜨거움을 가지고 있었기 때문으로 보입니다.

이오의 강제 궤도 편심에 의해 생성된 조석 가열로 태양계에서 가장 화산 활동이 활발한 세계가 되었으며 수백 개의 화산 중심부와 광대한 용암류가 존재합니다. 대분화 동안 용암류는 수십 킬로미터에서 수백 킬로미터에 이를 수 있으며 대부분 현무암 규산염 용암으로 구성되어 마그네시아질(마그네슘이 풍부한) 조성물입니다. 이 활동의 부산물로 황, 이산화황 가스, 규산염 화쇄 물질(재와 같은)이 200km(120mi)까지 우주에 유입되어 우산 모양의 대형 깃털을 만들고 주변 지형을 적,흑,백색으로 칠하여 이오의 반상 대기와 목성의 광범위한 자기권에 재료를 제공합니다. 이오의 표면에는 일반적으로 가파른 벽으로 둘러싸인 평평한 바닥을 가진 파테라에로 알려진 화산성 구덩이가 산재해 있습니다. 이들 특징은 지상 칼데라와 비슷하지만 지상 사촌처럼 비어 있는 용암실 위에서 붕괴를 통해 생성되는지는 불분명합니다. 하나의 가설은 이러한 특징이 화산 언덕을 파냄으로써 생성되고 그 위에 있는 물질이 뿜어져 나오거나 언덕으로 통합된다는 것을 시사합니다.다양한 단계 발굴에서 퍼티의 예는 차크-카막스틀리(Chaac-Camaxtli) 영역의 갈릴레오 이미지를 사용하여 매핑되었습니다.지구나 화성의 같은 특징과는 달리 이들 움푹 패인 곳은 일반적으로 쉴드 화산의 피크에는 없고 평소보다 크며 평균 직경은 41km (25mi)이고 가장 큰 것은 202km (126mi)다.록키는 일관되게 이오에서 가장 강한 화산이며, 이오의 세계 열출력의 평균 25%를 차지하고 있습니다.형성 메커니즘이 무엇이든 많은 퍼티의 형태와 분포는 이러한 특징들이 구조적으로 제어되고 있으며, 적어도 절반은 단층이나 산에 의해 둘러싸여 있음을 시사합니다. 이러한 특징들은 2001년 기슈바르파텔라에서의 분화와 같이 파테라에 바닥에 펼쳐진 용암류나 용암호에서 화산이 분출된 곳인 경우가 많습니다. 이오의 용암호에는 펠레와 같은 연속적인 용암지각이 있거나 록키와 같은 우발적인 지각이 있습니다. 용암류는 이오의 또 다른 주요 화산 지형을 나타냅니다. 마그마는 파테라에 바닥의 통풍구를 통해 표면으로 분출하고 균열에서 평야로 분출하여 하와이 킬라우에아에서 볼 수 있는 팽창된 복합 용암류를 생성합니다. 갈릴레오 우주선의 이미지에 따르면 프로메테우스나 아밀라니와 같은 이오의 주요 용암류 대부분은 오래된 흐름 위에 작은 용암류가 퇴적되어 생성되는 것으로 나타났습니다. 이오에서도 용암의 대규모 발생이 관측되고 있습니다. 예를 들어, 프로메테우스류의 선단은 1979년의 보이저로부터 1996년의 첫 갈릴레오 관측까지의 사이에 75~95km(4759마일) 이동했습니다. 1997년 대분화 때는 3500km^2 (1,400평방마일) 이상의 신선한 용암이 생성되어 인접한 피란 파텔라 바닥이 침수되었습니다. 보이저호의 이미지를 분석한 결과 과학자들은 이러한 흐름이 대부분 용융 유황의 다양한 화합물로 구성되어 있다고 믿게 되었습니다. 그러나 갈릴레오 우주선의 후속 지구 기반 적외선 연구와 측정에 따르면 이러한 흐름은 현무암질 용암으로 구성되어 있으며, 그 중에는 마그마에서 초마그마로의 조성이 포함되어 있습니다. 이 가설은 이오의 "핫 스팟" 또는 열 방출 위치의 온도 측정을 기반으로 하며, 이는 적어도 1,300K 및 일부는 1,600K임을 시사합니다.분화 온도가 2에 가까워지는 것을 시사하는 초기 추정치, 000K는 그 후 온도를 모델링하기 위해 잘못된 열 모델이 사용되었기 때문에 과대 평가되고 있음이 증명되었습니다.

펠레 화산과 록키 화산에서의 플럼 발견은 이오가 지질학적으로 활발하다는 것을 보여주는 첫 번째 징후였습니다. 일반적으로 이오 화산에서 유황이나 이산화황 등 휘발성 물질이 1km/s(0.62mi/s)에 이르는 속도로 하늘을 향해 분출하여 가스나 먼지 우산 모양의 구름을 생성함으로써 형성됩니다. 이러한 화산 플럼에서 볼 수 있는 추가 물질에는 나트륨, 칼륨, 염소가 있습니다.이것들은 둘 중 하나로 분류됩니다. 펠레가 방출한 것과 같은 이오의 가장 큰 플럼은 화산 분화구나 용암 호수에서 분출하는 마그마에서 용해된 황과 이산화황 가스가 방출되어 종종 규산염 화쇄 물질을 끌어당김으로써 생성됩니다.이 깃털들은 표면에 빨간색(단쇄 유황으로부터)과 검은색(규산염 파이로크러스트로부터)의 퇴적물을 형성합니다. 이렇게 형성된 플럼은 이오에서 관측되는 가장 큰 것으로 지름 1,000km(620mi) 이상의 붉은 고리를 형성합니다. 이 플룸 타입의 예로는 펠레, 토바슈탈, 다즈보그가 있습니다. 다른 유형의 플룸은 침식하는 용암류가 이산화황 서리 아래에서 증발하여 황을 하늘로 보낼 때 생성됩니다. 이런 유형의 플룸은 종종 이산화황으로 이루어진 밝은 원형 퇴적물을 형성합니다. 이 깃털들은 높이가 100km(62mi) 미만인 경우가 많으며, 이오에서 가장 오래 사는 깃털 중 하나입니다. 예를 들면 프로메테우스, 아밀라니, 마스비 등이 있습니다. 폭발한 유황 화합물은 이오의 암석권 깊은 깊이에서의 유황 용해도 저하에서 상부 지각에 집중되어 핫스팟 분화 스타일을 결정하는 요인이 될 수 있습니다.

이오의 관측 역사

이오의 첫 관측 역사는 1610년 1월 7일 갈릴레오 갈릴레이에 의해 파도바 대학에서 20배 굴절 망원경을 사용하여 이루어졌습니다. 그러나 그 관측에서 갈릴레오는 망원경의 저전력 때문에 이오와 에우로파를 분리할 수 없었고, 두 개는 단일 광점으로 기록되었습니다. 이오와 유로파는 1610년 1월 8일 갈릴레오 목성계 관측 중 처음으로 별개의 천체로 관측되었습니다(IAU에 의한 이오 발견일로서 사용되었습니다). 이오와 목성의 다른 갈릴레이 위성 발견은 1610년 3월 갈릴레오의 Sidereus Nuncius에서 발표되었습니다. 1614년 출간된 '문더스 주비알리스'에서 사이먼 마리우스는 갈릴레오 발견 일주일 전인 1609년 목성의 이오와 다른 위성을 발견했다고 주장하고 있습니다. 갈릴레오는 이 주장을 의심하고 마리우스의 작품을 표절로 각하했습니다. 그럼에도 불구하고 마리우스의 최초 관측은 율리우스력으로 1609년 12월 29일부터 이루어졌으며, 이는 갈릴레오가 사용한 그레고리력으로 1610년 1월 8일에 해당합니다. 갈릴레오가 마리우스보다 먼저 그의 작품을 발표한 것을 감안하면 갈릴레오는 이 발견의 공적을 인정받고 있습니다. 그 후 2세기 반, 이오는 천문학자 망원경에서 미해결된 5번째 광점으로 남아 있었습니다. 17세기 동안 이오 위성과 다른 갈릴리 위성들은 경도를 측정하는 초기 방법, 케플러의 제3행성 운동 법칙을 검증하고 빛이 목성과 지구 사이를 이동하는 데 필요한 시간을 결정하는 등 다양한 목적에 기여했습니다. 천문학자 조반니 카시니 등에 의해 생성된 에페메리드를 기반으로 피에르 시몬 라플라스는 이오, 에우로파, 가니메데의 공명 궤도를 설명하는 수학 이론을 작성했습니다. 이 공명은 후에 세 달의 지질에 큰 영향을 미치는 것으로 판명되었습니다. 19세기 후반과 20세기에 걸쳐 개량된 망원경 기술을 통해 천문학자들은 이오의 대규모 표면 특징을 해결할 수 있으며 즉, 다른 물체로 볼 수 있습니다. 1890년대 에드워드 E. 버나드는 적도와 극지 사이에서 이오의 밝기 변화를 최초로 관측했으며, 이는 두 지역 간의 색상과 알베도 차이에 의한 것이지 동료 천문학자 윌리엄 피커링이 당시 제안한 바와 같이 이오가 난형이기 때문이 아니라고 올바르게 판단한 최초 버나드가 제안했듯이 나중에 망원경으로 관측된 결과 이오의 적갈색 극지와 황백 적도대가 확인되었습니다. 20세기 중반 망원경에 의한 관측은 이오의 비정상적인 성질을 시사하기 시작했습니다. 분광학적 관측에 따르면 이오의 표면에는 수빙(다른 갈릴리 위성에서 풍부하게 발견된 물질)이 없음을 시사했습니다.같은 관측 결과로부터 나트륨 염과 황으로 이루어진 증발물이 지배하는 표면이 시사되었습니다. 방사망원경에 의한 관측은 이오의 궤도 주기와 관련된 비카메트릭 파장 폭발에 의해 나타나듯이 목성 자기권에 대한 이오의 영향을 밝혀냈습니다. 이오를 통과한 최초의 우주선은 1973년 12월 3일과 1974년 12월 2일에 각각 파이어니어 10호와 11호 탐사선이었습니다. 전파 추적을 통해 이오 질량 추정치가 향상되었고, 그 크기에 대한 최선의 정보와 함께 그것은 갈리리안 위성의 밀도가 가장 높음을 시사하며 주로 수빙이 아닌 규산염암으로 구성되었습니다. 파이어니어는 또한 이오의 궤도 부근에 얇은 대기와 강한 방사선대가 존재한다는 것을 밝혀냈습니다. 파이어니어 11호에 탑재된 카메라는, 어느 한 우주선이 얻은 유일한 달의 양호한 이미지를 촬영해 북극역과 노란색의 색조를 나타냈습니다. 개척자 10의 조우 시 클로즈업 화상이 계획되어 있었지만, 고방사선 환경 때문에 잃어버린 것입니다.

1979년 보이저 1호와 보이저 2호가 이오를 통과했을 때, 그들의 보다 정교한 이미징 시스템은 훨씬 상세한 이미지를 얻을 수 있었습니다. 보이저 1호는 1979년 3월 5일에 20,600km(12,800mi)의 거리에서 이오를 비행했습니다. 접근 중에 반환된 이미지는 임팩트 크레이터가 없는 기묘한 다색 풍경을 보여주었습니다. 가장 해상도가 높은 이미지는 기묘한 형태의 구덩이에 의해 갈라진 비교적 젊은 표면, 에베레스트보다 높은 산, 화산 용암류와 비슷한 특징을 보여줍니다. 모라비토는 이미지 중 하나에서 표면에서 플룸이 나온 것을 깨달았습니다. 다른 보이저 1호의 이미지를 분석한 결과 이러한 플럼 9개가 표면에 흩어져 이오가 화산 활동을 하고 있음이 증명되었습니다. 이 결론은 스탠 필, 패트릭 카센, R에 의해 보이저 1호가 조우하기 직전에 발표된 논문에서 예측되었습니다. 갈릴레오 우주선은 두 개의 보이저 탐사선의 발견과 그 사이에 이루어진 지상 관측을 추적하기 위해 지구에서 6년간 여행한 후 1995년 목성에 도착했습니다. 이오의 목성에서 가장 강한 방사선대 중 하나 내에서의 위치는 장시간 근접 비행을 막았지만 갈릴레오는 궤도에 진입하기 직전 근처를 통과해 목성계를 연구하고 있었습니다. 1995년 12월 7일 접근 비행 중 이미지는 촬영되지 않았으나 내부 태양계 암석 행성에서 발견된 것과 같은 큰 철심이 발견되는 등 큰 성과를 거두었습니다. 근거리 촬영이나 기계적인 문제로 인해 데이터의 양이 크게 제한되었음에도 갈릴레오의 주요 임무 중 몇 가지 중요한 발견이 이루어졌습니다. 갈릴레오는 피란 파텔라에서의 대분화 영향을 관찰하고 화산 분화가 마그네슘이 풍부한 마그마와 초음파 조성물을 가진 규산 마그마로 구성되어 있음을 확인했습니다. 이오의 원거리 이미지는 주요 임무 중 거의 모든 궤도에서 획득되며 대량의 활화산(표면 냉각 마그마와 화산 플럼으로부터의 열방출), 형태가 매우 다양한 다수의 산입니다. 그리고 보이저 시대와 갈릴레오 시대 동안 갈릴레오 궤도 사이에서 일어난 몇 가지 표면적인 변화가 있었습니다. 갈릴레오 미션은 1997년과 2000년에 두 번 연장되었습니다. 이 장거리 임무 중 탐사선은 1999년 말과 2000년 초에 3번, 2001년 말과 2002년 초에 3번 이오 주위를 비행했습니다. 이러한 만남 속에서 관측된 결과 이오의 화산이나 산에서 발생하는 지질학적 과정이 밝혀져 자기장의 존재를 배제하고 화산 활동 정도를 증명했습니다. 2000년 12월 카시니 우주선은 토성으로 향하는 도중 목성계와 멀고 짧은 만남을 가졌고 갈릴레오와의 공동 관측이 가능해졌습니다. 이러한 관측을 통해 Tvashtar Paterae의 새로운 플룸이 밝혀져 이오의 오로라에 대한 통찰력을 제공했습니다. 명왕성과 카이퍼 벨트로 향하는 뉴호라이즌스 우주선은 2007년 2월 28일에 목성계와 이오에서 비행했습니다. 이 만남 동안 이오의 많은 먼 곳에서의 관측을 얻을 수 있었습니다. 여기에는 Tvashtar에 있는 큰 플룸 이미지가 포함되어 있으며 1979년 펠레 플룸 관측 이래 최대 등급의 이오니아 화산 플룸을 상세하게 관측했습니다. 뉴호라이즌스는 또한 분화 초기 단계의 질 파텔라 근처 화산과 갈릴레오 이후 발생하고 있는 몇몇 화산 폭발 이미지도 촬영했습니다.

주노 우주선은 2011년에 발사되어 2016년 7월 5일 목성 주변 궤도에 들어섰습니다. 주노(Juno)의 미션은 주로 목성 내부, 자기장, 오로라, 극대기에 대한 이해를 높이는 데 초점을 맞추고 있습니다. 주노(Juno)의 54일간 궤도는 목성의 극역을 더 잘 특징짓기 위해, 그리고 목성의 가혹한 내부 방사대 노출을 제한하기 위해 고도로 경사지고 매우 편심합니다. 지난 2021년 6월까지 이어진 1차 미션 동안 주노가 지금까지 이오에 가장 가까운 접근을 한 것은 2020년 2월 17일 페리조브 25에서 195,000km 거리에서 발생했고, 이오가 목성 그림자에 있는 동안 JIRAM과 근적외선 분광 분석을 획득한 것입니다. 2021년 1월 NASA는 정식으로 Juno 미션을 2025년 9월까지 연장했습니다. 주노의 고도로 경사진 궤도는 우주선을 이오의 궤도면이나 다른 목성의 주요 위성으로부터 멀어지게 하는 한편 목성에 대한 접근점이 위도를 더해 가도록 궤도가 진행되고 있으며, 그 궤도의 상승 노드는 각 궤도와 함께 목성에 가까워지고 있습니다. 이 궤도의 진화로 주노는 연장 임무 중 갈릴리 위성과 일련의 밀접한 접촉을 할 수 있습니다. 주노의 미션은 2023년 12월 30일과 2024년 2월 3일로 예정되어 있으며, 모두 고도 1500km다. 또한 2022년 7월에서 2025년 5월 사이에 11,500 ~ 9만 4,000킬로미터 고도에서의 9개의 추가 조우도 계획되어 있습니다. 이러한 만남의 주된 목적은 도플러 추적을 사용하여 이오의 중력장에 대한 이해를 향상시키고 2007년 이오가 마지막으로 가까이에서 목격된 이후 표면 변화를 찾기 위해 이오 표면을 이미지화하는 것입니다. 여러 궤도 동안 주노는 광각 가시광 카메라인 주노캠을 사용하여 멀리서 이오를 관측하고, 근적외선 분광계와 이미저인 JIRAM은 이오의 화산에서 열 방출을 감시하고 있습니다. 지램 근적외선 분광법은 그동안 이오 표면을 가로지르는 이산화황 프로스트의 조대한 매핑과 2.1과 2.65 µm에서 약한 태양광을 흡수하는 마이너 표면 성분 매핑을 가능하게 해왔습니다. 앞으로 목성 관측을 위해 계획된 두 가지 미션이 있습니다. 주피터 아이스문 익스플로러(Juiter Icy Moon Explorer, JUICE)는 최종적으로 가니메데 궤도에 오르는 것을 목적으로 한 목성계를 향한 계획된 유럽 우주 기관의 미션입니다. JUICE는 2023년 발사돼 2031년 7월 목성에 도착할 예정입니다. JUICE는 이오로 비행하지 않지만 협각 카메라 등의 기기를 사용해 이오의 화산 활동을 감시하고 가니메데 궤도 삽입 전 미션의 2년간 목성 주회 단계에서 표면 조성을 측정합니다. 유로파 클리퍼(Europa Clipper)는 목성계에 대한 NASA의 미션으로 목성의 위성 유로파에 초점을 맞추고 있습니다. JUICE와 마찬가지로 유로파 클리퍼(Europa Clipper)는 이오 플라이바이를 실행하지 않지만 먼 곳의 화산 감시는 가능합니다. 유로파 클리퍼는 2024년 발사되어 2030년에는 목성에 도착할 예정입니다. 이오 볼케이노 관측(IO Volcano Observer(IVO))는 2020년에 다른 3개의 미션과 함께 단계 A 연구에 선정된 저비용 디스커버리 클래스 미션을 NASA에 제안했습니다. IVO는 2029년 1월 발사되어 2030년대 초부터 목성 주변 궤도상에서 10회의 이오 주위를 비행을 할 예정입니다. 그러나 금성 미션 다빈치(DAVINCI)와  베리타스(VERITAS)는 그들에게 유리하게 선정되었습니다.