イオの探査

完全に展開した傘のようなアンテナ皿を持つ宇宙船の絵。左側にはオレンジ色の惑星と、いくつかの青い傘のような雲があり、右側の背景には木星があり、大赤斑が見える。
ガリレオ宇宙船によるイオのフライバイを描いた絵画

木星の最も内側のガリレオ衛星であり、3番目に大きい衛星であるイオの探査は、1610年の発見に始まり、地球からの観測や木星系への宇宙船の訪問によって今日まで続いている。イタリアの天文学者ガリレオ・ガリレイは、1610年1月8日にイオの観測を初めて記録したが、シモン・マリウスもほぼ同じ頃にイオを観測していた可能性がある。17世紀の間、イオと他のガリレオ衛星の観測は、地図製作者と測量士による経度の測定、ケプラーの惑星運動の第3法則の検証、そして光速の測定に役立った。[1]天文学者ジョバンニ・カッシーニらが作成した天体暦に基づいて、ピエール・シモン・ラプラスは、木星の3つの衛星、イオ、エウロパ、ガニメデの共鳴軌道を説明する数学理論を作成した。[1]この共鳴は後にこれらの衛星の地質学に大きな影響を与えることが判明しました。19世紀後半から20世紀にかけて望遠鏡技術が進歩したことにより、天文学者はイオの表面の大規模な特徴を解明し、その直径と質量を推定できるようになりました。

1950年代と1960年代の無人宇宙飛行の出現は、イオを間近で観測する機会をもたらしました。1960年代には、衛星が木星の磁場に与える影響が発見されました。[1] 1973年と1974年に行われた2機のパイオニア探査機、パイオニア10号と11号 のフライバイにより、イオの質量と大きさが初めて正確に測定されました。パイオニアのデータは、イオ付近に強力な放射線帯があることを明らかにし、大気の存在を示唆しました。[1] 1979年には、2機のボイジャー宇宙船が木星系を通過しました。1979年3月の接近の際に、ボイジャー1号はイオで初めて活火山活動を観測し、その表面、特に木星に面した側を非常に詳細に地図化しました。ボイジャーはイオのプラズマトーラスとイオの二酸化硫黄（SO
2）大気圏に初めて到達した。[1] NASAは1989年にガリレオ探査機を打ち上げ、1995年12月に木星の周回軌道に入った。ガリレオ探査機は木星とその衛星の詳細な研究を可能にした。その中には、1999年後半から2002年初頭にかけてイオを6回フライバイした際に得られた高解像度の画像とスペクトルが含まれており、イオに高温のケイ酸塩火山活動が存在することが確認された。ガリレオ探査機による遠距離観測により、惑星科学者は活発な火山活動による表面の変化を研究することができた。[2]

2016年にジュノーは木星に到着しました。このミッションは木星の大気と内部を調査するために設計されていましたが、可視光望遠鏡のJunoCAMと近赤外線分光計と撮像装置のJIRAMを使用してイオの遠方観測を数回行いました。[3]

NASAと欧州宇宙機関（ESA）は、2020年代に木星系に戻る計画を立てている。ESAは2023年に木星氷衛星探査機（ジュース）を打ち上げ、ガニメデ、エウロパ、カリストを探査する予定で、NASAは2024年にエウロパ・クリッパーを打ち上げた。どちらも2020年代後半から2030年代前半にかけて木星系に到着し、イオの遠方観測が可能になる予定だ。現在選定のための競争プロセスが行われているNASAディスカバリー計画のイオ火山オブザーバーは、その主たるミッションとしてイオを探査することになる。[4] [5]一方、イオはハッブル宇宙望遠鏡だけでなく、ケック天文台やヨーロッパ南天天文台などの改良された望遠鏡を使用する地球ベースの天文学者によっても観測が続けられている。[6]

発見: 1610年

後退した生え際と茶色の髭を持つ中年男性の頭部と上半身の肖像画。彼はイタリア・ルネサンス様式の黒い衣装を身にまとっている。男性の頭部の左側には「GAILILEVS GAILILEVS – MATHVS:」という文字が描かれている。
イオの発見者ガリレオ・ガリレイ

イオの最初の観測は、1610年1月7日にトスカーナの天文学者ガリレオ・ガリレイがヴェネツィア共和国のパドヴァ大学で20倍の屈折望遠鏡を使って行ったと記録されている。この発見は、1年ちょっと前にオランダで望遠鏡が発明され、ガリレオが新しい機器の倍率を改良した技術革新によって可能になった。[7] 1月7日の夕方、木星を観測していたガリレオは、木星の東に2つの星、西にもう1つ星を発見した。[8]木星とこれら3つの星は黄道と平行な一直線になっているように見えた。木星から最も東にある星はカリスト、木星の西にある星はガニメデであることが判明した。[9]木星の東に最も近い3番目の星は、イオとエウロパからの光が混ざったものでした。ガリレオの望遠鏡は、当時の望遠鏡としては倍率が高かったものの、2つの衛星を明確な光点に分離するには低すぎました。[7] [9]ガリレオは翌日の1610年1月8日の夕方に木星を観測し、今度は木星の西に3つの星が見えたことから、木星が3つの星の西側に移動したことが示唆されました。[8]この観測中、木星の西に一列に並んでいた3つの星は（東から西に）、イオ、エウロパ、ガニメデでした。[9]イオとエウロパが明確な光点として観測され記録されたのはこれが初めてであったため、この1610年1月8日が国際天文学連合によって2つの衛星の発見日として使用されています。[10]ガリレオはその後1ヶ月半にわたって木星系の観測を続けた。[7] 1月13日、ガリレオは後に木星のガリレオ衛星として知られることになる4つの衛星すべてを、初めて一度の観測で観測した。ただし、それ以前にも4つすべてを観測していた。[9] 1月15日、ガリレオはイオを含む3つの衛星の運動を観測し、これらの天体は背景の恒星ではなく、「金星と水星が太陽の周りを回るのと同じように、木星の周りを回る天空の3つの星」であるという結論に達した。[8]これらは地球以外の惑星で発見された最初の衛星であった。

イオと木星の他のガリレオ衛星の発見は、1610年3月にガリレオの『星雲の報告』に掲載された。 [1]彼が発見した木星の衛星は後に自身の名にちなんでガリレオ衛星と呼ばれるようになったが、彼は新たなパトロンである故郷フィレンツェのメディチ家にちなんでメディチア・シデラ（メディチ家の星々）という名称を提案した。当初彼は、メディチ家の当主であるコジモ2世・デ・メディチにちなんでコスミカ・シデラ（宇宙の星々）という名称を提案したが、コジモとガリレオの両者がメディチ家全体に敬意を表するため変更することに決めた。[11]しかし、ガリレオはイオをジュピターIと呼ぶ番号体系以外、4つの衛星それぞれに個別の名前を付けることはなかった。[12] 1610年12月までに、 『星雲の報告』の出版により、ガリレオの発見のニュースはヨーロッパ中に広まった。ガリレオのような高性能の望遠鏡が普及するにつれ、イギリスのトーマス・ハリオット、フランスのニコラ・クロード・ファブリ・ド・ペイレスクとジョセフ・ゴルチエ・ド・ラ・ヴァレット、バイエルンのヨハネス・ケプラー、ローマのクリストファー・クラビウスなどの天文学者たちが、1610年から1611年の秋から冬にかけてイオやその他のメディチ星団を観測することができました。[12]

ブランデンブルク＝アンスバッハ辺境伯家の宮廷天文学者シモン・マリウスは、1614年に出版した著書『木星の世界』の中で、ガリレオの発見の1週間前の1609年にイオと木星の他の衛星を発見したと主張している。[7]マリウスによると、彼は1609年11月下旬に木星系の観測を開始した。[13]彼は1609年12月まで木星の衛星の観測を続けたものの、1609年12月29日まで観測を記録しなかった。その日、彼は「これらの恒星は、5つの太陽系惑星、水星、金星、火星、木星、土星が太陽の周りを回るのと同じように、木星の周りを回っている」という結論に達した。 [13]しかし、マリウスの観測はユリウス暦に基づいており、これはガリレオが使用したグレゴリオ暦より10日遅れていた。従って、1609年12月29日のマリウスの最初の観測は、1610年1月8日のガリレオによる木星系の2回目の観測に相当します。[14]ガリレオはこの主張に疑問を抱き、マリウスの研究を盗作として却下しました。[7]ガリレオがマリウスより前に研究を発表し、記録された最初の観測がマリウスの1日前であったことを考えると、ガリレオが発見者として認められています。[15]それにもかかわらず、これは今日よく使われている木星の衛星の命名案の1つです。1613年10月のヨハネス・ケプラーの提案に基づき、彼は各衛星にギリシャ神話のゼウスまたはローマ神話のゼウスに相当する木星の恋人に基づいて独自の名前を付けることを提案しました。彼は木星の最も内側の大きな衛星をギリシャ神話の人物イオにちなんで名付けました。[13] [15]

道具としてのイオ：1610～1809年

博物館の展示ケースに収められた真鍮製の時計のような機械装置。小さなカードには数字の8が印刷されている。装置の表面は複数のリングに分かれており、そのうちの1つにはローマ数字のIからXI（と0）が刻まれている。
木星系のオランダの太陽系儀。  1750年頃に建造され、ハーバード大学のジョン・ウィンスロップ教授が使用した。

その後2世紀半にわたり、衛星のサイズが小さく、また距離が遠かったため、イオは天文学者の望遠鏡では特徴のない5等級の光点に過ぎませんでした。そのため、イオの公転周期の決定は、他のガリレオ衛星の公転周期と同様に、天文学者にとって初期の焦点でした。1611年6月までに、ガリレオ自身がイオの公転周期は42.5時間と決定しており、これは現代の推定値よりわずか2.5分長いだけでした。[12]シモン・マリウスの推定値は、ムンドゥス・イオヴァリスに掲載されたデータではわずか1分長かっただけです。[13]イオと他の木星衛星の公転周期は、ケプラーの惑星運動の第三法則をさらに裏付けるものとなりました。[1]

イオとその他のガリレオ衛星の公転周期の推定値から、天文学者たちは木星に対する各衛星の位置や、各衛星が木星の表面を通過する時期、あるいは木星に食される時期を予測する暦表を作成したいと考えた。このような予測、特に木星の衛星食の予測は観測者による誤差が少ないため、本初子午線に対する地球上の観測者の経度を決定できることが利点の一つとなる。[16]木星の衛星による食を観測すれば、観測者は暦表で食を調べ、本初子午線の現在時刻を判定できる。イオは公転周期が短く木星に近いため食が頻繁に発生し、木星の軸の傾きの影響を受けにくいため、この目的に特に役立った。本初子午線の時刻と現地時間がわかれば、観測者の経度を計算できる。[16]ガリレオは、まずスペイン、次にオランダと交渉し、日食のタイミングを用いて海上で経度を測定するシステムを構築した後、木星の衛星の位置と日食のタイミングを予測する表を作成しようと試みました。しかし、十分に先の正確な予測を出すことができず、結局公表されませんでした。[16]そのため、1654年にシモン・マリウスとジョヴァンニ・バッティスタ・オディエルナが『月と太陽の暦』で発表した表が、衛星の位置を十分な精度で予測できなかったにもかかわらず、当時入手可能な最も正確な暦表となりました。[16]

ジョヴァンニ・カッシーニは1668年、過去16年間の観測結果を用いて、はるかに正確な暦表を出版した。[17]この表を用いて、カッシーニはフランス各地で木星の衛星の食を観測し、より正確なフランスの地図を作成した。この地図は、以前の地図では海岸線が実際よりも長く描かれていたことを示し、フランスの見かけの面積が縮小していたことを示している。このため、ルイ14世は「敵よりも天文学者に領土を奪われている」と評した。[16]木星の衛星の食のタイミングは、その後100年間、メイソン・ディクソン線の測量や測地測定などの目的で経度を決定するために使用され続けた。この方法を海洋航海に利用しようとする試みがなされたが、船の揺れる甲板から十分な精度で必要な観測を行うことは不可能であることが判明した。海上で経度を測定することが実用的になったのは、18世紀半ばに海洋クロノメーターが発明されてからであった。 [16]

イオ、エウロパ、ガニメデは、木星の周りを3つの同心円に沿って反時計回りに公転しています。エウロパが軌道の頂点に達するたびに、イオは軌道を2周します。ガニメデが軌道の頂点に達するたびに、イオは軌道を4周します。
イオ、エウロパ、ガニメデ間のラプラス共鳴を示すアニメーション（結合部分は色の変化で強調表示）

17世紀から18世紀にかけて、天文学者たちはカッシーニによって作成された天体暦表を使って、木星系と光の性質をより深く理解した。1675年、デンマークの天文学者オーレ・レーマーは、イオの食の観測時刻が、木星が衝で地球に最も近づいたときには予測より早く、合で地球から最も遠ざかったときには予測より遅いことを発見した。彼は、これらの食い違いは光の速度が有限であるためだと判定した。[1]オーレ・レーマーは研究結果を公表することはなかったが、測定値をオランダの数学者クリスティアーン・ホイヘンスに送った。ホイヘンスは、光が地球の軌道の直径を横切るのに22分かかるというレーマーの推定値を使って、光の速度が22万km/秒であると計算した。これは現代の値より26%短い。[18]オーレ・レーマーのデータと現代の天文単位の値を用いた場合、光が地球の軌道の直径の距離を移動するのにかかる時間は16.44分であるという彼の測定値は、当時は計算されていなかったものの、現代の値よりわずか2%大きいだけであった。[1] 1809年、再びイオの観測を利用し、今度は1世紀以上にわたるますます正確な観測の恩恵を受けて、フランスの天文学者ジャン・バティスト・ジョセフ・ドゥランブルは、太陽から地球への光の移動時間を8分12秒と報告した。天文単位に想定された値に応じて、光の速度は毎秒300,000キロメートル（186,000 マイル）をわずかに上回ることになる。 [19]

1788年、ピエール＝シモン・ラプラスはカッシーニの暦と前世紀の他の天文学者によって作成された暦を用いて、イオ、エウロパ、ガニメデの共鳴軌道を説明する数学理論を構築した。ガリレオ衛星の内側3つの軌道周期の比は単純な整数である。イオはエウロパが1周するごとに木星を2周し、ガニメデが1周するごとに4周する。これはラプラス共鳴と呼ばれることもある。[1]ラプラスはまた、これらの正確な比率と現実のわずかな差は、イオとエウロパの近点歳差運動を考慮した平均運動によるものであることを発見した。この共鳴は後に、3つの衛星の地質学に大きな影響を与えることが判明した。

イオの世界：1805～1973年

木星の前を左から右へ通過する小さな惑星の軌道運動をシミュレートしたアニメーション。木星上には暗い円形の点が見られ、小さな天体と同じ速度で左から右へ、そして右へ移動しています。
イオによる木星の太陽面通過のシミュレーション。木星の雲頂ではイオの影がイオに先行します。

19世紀と20世紀の天文学者たちは、望遠鏡の改良と数学的手法の進歩により、イオの質量、直径、アルベドといった物理的特性の多くを推定し、大規模な表面構造を解明することができた。1805年に出版された著書『天体力学』の中で、ラプラスはイオ、エウロパ、ガニメデの共鳴軌道に関する数学的論拠を提示しただけでなく、エウロパとガニメデによるイオの軌道への摂動を用いて、イオの質量を初めて推定した。これは木星の質量の1.73 × 10 −5であり、これは現代の値の4分の1に相当した。[20] [21] 20世紀半ばにかけて、この技術を使用した追加の質量推定がマリー・シャルル・ダモワゾー、ジョン・カウチ・アダムス、ラルフ・アレン・サンプソン、ウィレム・ド・シッターによって行われましたが、そのすべては現代の値よりも小さく、最も近いものはサンプソンによる1921年の木星の質量4.5 × 10 −5という推定値であり、これは現在受け入れられている質量よりも4％小さいものでした。[20]イオの直径は、マイクロメータの測定値とイオによる背景の星の掩蔽を使用して推定されました。エドワード・E・バーナードは1897年にリック天文台のマイクロメータを使用して直径を3,950 km（2,450マイル）と推定しました。これは現在受け入れられている値よりも8.5％大きく、アルバート・A・マイケルソンもリック望遠鏡を使用して3,844 km（2,389マイル）というより良い推定値に達しました。[1]宇宙船が登場する以前、イオの直径と形状に関する最も正確な推定は、1971年5月14日のさそり座β星Cの掩蔽観測から得られました。この観測では、直径が3,636 km（2,259 mi）と測定され、現在受け入れられている値よりわずかに小さいものでした。[22]これらの測定により、天文学者はさそり座β星の掩蔽後のイオの密度を2.88  g / cm 3と推定しました。これは現在受け入れられている値より20%低いものですが、天文学者が内側の2つのガリレオ衛星（イオとエウロパ）と外側の2つのガリレオ衛星（ガニメデとカリスト）の密度の違いに注目するには十分でした。イオとエウロパの密度から、ガニメデとカリストにはより多くの氷が含まれていることが示唆されました。[21]

1890年代初頭、大型の望遠鏡によって、天文学者はイオを含むガリレオ衛星の表面の大規模な特徴を直接観測できるようになった。1892年、ウィリアム・ピカリングはマイクロメータを使用してイオの形状を測定し、ガニメデの測定と同様に、軌道運動の方向と一直線になった楕円形の輪郭を持っていることを発見した。[23] 1850年から1895年の間に他の天文学者もイオの楕円形に注目した。[21] エドワード・バーナードは、木星の表面を通過するイオを観測し、イオの極が明るい赤道帯に比べて暗いことを発見した。[24]当初、バーナードはイオは実際には2つの暗黒天体の連星であると結論付けたが、異なる明るさの木星の雲帯に対する追加の通過の観測と、木星の雲頂でのイオの影の丸い形状により、彼の解釈は変わった。[25]ピカリングが報告したイオの卵形は、イオの明るい赤道帯のみを計測し、暗い極を背景の宇宙と見間違えた結果であった。[21]その後の望遠鏡による観測で、イオの赤褐色の極領域と黄白色の赤道帯がはっきりと確認された。[26] 1920年代にジョエル・ステビンズが行ったイオの自転に伴う明るさの変化の観測では、イオの1日の長さが木星の周りの公転周期と同じであることが示され、月の表側が常に地球を向いているのと同じように、イオの片側が常に木星を向いていることが証明された。[27]ステビンズは、ガリレオ衛星の中では珍しい、イオの劇的なオレンジ色にも注目した。[1] オードゥアン・ドルフスは1960年代初頭にピック・デュ・ミディ天文台でイオを観測し、イオニア海表面の明るい部分と暗い部分のパッチワーク、明るい赤道帯、暗い極域を示す衛星の大まかな地図を作成した。[28]

20世紀半ばの望遠鏡による観測で、イオの特異な性質が示唆され始めた。近赤外線 分光法によると、イオの表面には水の氷がほとんどないことが示唆された。[29]イオに水が存在しないことは、イオの推定密度と一致していたが、イオと同じ密度を持つと考えられている衛星エウロパの表面には、豊富な水の氷が見つかっている。[21]リーは、そのスペクトルは硫黄化合物の存在と一致すると結論付けた。[29]バインダーとクルックシャンク（1964）は、イオの表面は木星の影から抜け出すときの方が、木星の影に入ったときよりも明るくなったと報告した。[30]著者らは、日食後のこの異常な明るさの増加は、日食中の暗闇の間に大気が部分的に表面に凍結し、日食後に霜がゆっくりと昇華した結果であると示唆した。この結果を検証する試みは、さまざまな結果に終わった。日食後の増光を報告する研究者もいれば、そうでない研究者もいた。その後のイオの大気のモデリングでは、このような増光はイオのSOが
2大気が凍結して数ミリメートルの厚さの層が形成されたが、これはありそうにないことだった。[1]電波望遠鏡による観測では、イオの軌道周期に連動したデカメートル波長バースト（Io-DAM）によって実証されるように、イオが木星磁気圏に影響を与えていることが明らかになり、2つの世界の間に電気力学的結合があることを示唆した。[31]

開拓時代: 1973–1979

三日月形の木星、遠くの太陽、そして背景に天の川の星々を背景にした宇宙船の絵。木星の夜側は明るく照らされている。
パイオニア10号と木星の接近を描いたアーティストの描写

1960年代後半、アメリカ合衆国ではNASAとジェット推進研究所（JPL）によって「惑星グランドツアー」と呼ばれる構想が立てられた。この構想では、1976年か1977年に打ち上げられれば、1機の宇宙船が小惑星帯を越えて木星を含むすべての外惑星に到達できるはずだった。しかし、微小隕石による物理的損傷の恐れがある小惑星帯や、荷電粒子が精密電子機器に損傷を与える恐れのある木星の強力な磁気圏を宇宙船が通過できるかどうかについては不確実性があった。 [ 21]より野心的なボイジャー計画を送る前にこれらの疑問を解決するため、NASAとエイムズ研究センターは、1972年3月3日と1973年4月6日に、それぞれパイオニア10号とパイオニア11号という双子の探査機を打ち上げ、太陽系外縁部への初の無人探査ミッションを実施した。

パイオニア10号は1973年12月3日に木星系に到達した最初の宇宙船となった。同機はイオから357,000 km (222,000 mi) 以内を通過した。[32]パイオニア10号のイオ接近通過中、同機はイオが地球との間を通過する際にSバンド信号を送信して電波掩蔽実験を実施した。掩蔽前後の信号のわずかな減衰からイオには電離層があり、組成は確定していないものの圧力 1.0 × 10 −7 barの薄い大気が存在することが示された。 [33]これは土星の衛星タイタンに次いで外惑星の衛星の周囲に発見された2番目の大気であった。パイオニアのイメージング偏光計を使用したクローズアップ画像の撮影も計画されていたが、高放射線環境のため実現しなかった。[34]パイオニア10号はイオの軌道上に水素イオントーラスも発見した。 [35] 

オレンジ色の惑星の同じ画像の2つのバージョン。どちらも左下半分が明るく照らされています。右側の画像は暗いため、天体表面の暗い特徴がよりよく見えます。
パイオニア11号から返されたイオの唯一の画像

パイオニア11号は、ほぼ1年後の1974年12月2日に木星系に遭遇し、イオの314,000 km（195,000マイル）以内に接近しました。[36] パイオニア11号は、 470,000 km（290,000マイル）の距離からイオの北極領域を1ピクセルあたり357 km（222マイル）のフレーム（D7）で撮影した、イオの最初の宇宙船画像を提供しました。 [37]この低解像度の画像では、オードゥアン・ドルフスの地図で示唆されていたものに似たイオの表面の暗い部分が明らかになりました。[1]両方のパイオニアによる観測により、木星とイオはイオフラックスチューブと呼ばれる電気の導管でつながっていることが明らかになりました。これは木星の両極から衛星に向かって伸びる磁力線で構成されています。パイオニア11号は木星に接近し、地球のヴァン・アレン帯に似た木星の強力な放射線帯を発見した。荷電粒子フラックスのピークの一つはイオの軌道付近で発見された。[1]両パイオニア号のイオ接近時の無線追跡により、イオの質量の推定精度が向上した。これは、イオの重力の影響による2機の探査機の軌道のわずかな変化を分析し、その偏差を生み出すのに必要な質量を計算することで達成された。この推定値とイオの大きさに関する入手可能な最良の情報を組み合わせると、イオは4つのガリレオ衛星の中で最も密度が高く、4つのガリレオ衛星の密度は木星からの距離が長くなるにつれて減少する傾向にあることがわかった。[38]イオの高い密度（3.5 g/cm 3）は、イオが水氷ではなく主にケイ酸塩岩で構成されていることを示唆している。[38]

パイオニア号の接近後、そして1979年のボイジャー号のフライバイに先立ち、イオとその他のガリレオ衛星への関心が高まり、惑星科学と天文学界は1974年11月に「イオ週間」として知られる電波、可視光線、赤外線天文学者によるイオ観測週間を開催しました。[1] 1970年代半ばに地球とパイオニア号によって行われたイオの新たな観測は、イオの表面化学と形成に関する考え方にパラダイムシフトをもたらしました。パイオニア10号によって発見された4つのガリレオ衛星の密度の傾向は、これらの衛星が太陽系全体で起こった出来事の縮小版のように、崩壊する星雲の一部として形成されたことを示唆していました。初期のホット・ジュピターはイオとエウロパの軌道上での水の凝縮を妨げ、これらの天体の密度を外側の2つの衛星よりも高くしました。[39] 1970年代には、イオとその周囲空間から反射される光の分光測定がスペクトル分解能の向上を伴って行われ、イオの表面組成に関する新たな知見が得られた。他の観測結果から、イオの表面は主にナトリウム塩と硫黄からなる蒸発岩で構成されていることが示唆された。 [40]これは、他のガリレオ衛星とは異なり、イオの表面にも内部にも水氷が存在しないという点と一致していた。560  nm付近の吸収帯は、放射線によって損傷を受けた鉱物である岩塩と特定された。イオ表面のこの鉱物の堆積物は、高エネルギー粒子のスパッタリングによって生成された、イオを取り囲むナトリウム原子の雲の起源であると考えられていた。[40]

1970年代に行われた中間赤外線スペクトルでのイオの熱放射測定は矛盾する結果をもたらし、1979年にボイジャー1号が活発な火山活動を発見するまで正確に説明されませんでした。イオが木星の影の中にあったとき、他のガリレオ衛星と比較して 異常に高い熱流束が10μmの赤外線波長で観測されました。[41]当時、この熱流束は、イオの表面がエウロパやガニメデよりもはるかに高い熱慣性を持っているためであると考えられていました。 [42]これらの結果は、イオが他のガリレオ衛星と同様の表面特性を持っていることを示唆した20μmの波長で行われた測定とは大きく異なっていました。[41] NASAの研究者は1978年2月20日に5μmでのイオの熱放射の急激な増加を観測しました。これはおそらく衛星と木星の磁気圏との相互作用によるものですが、火山活動の可能性も否定されていませんでした。[43]

ボイジャー1号の接近の数日前、スタン・ピール、パトリック・カッセン、R.T.レイノルズは、科学誌『サイエンス』に、火山活動によって表面が変質し、内部は均質な混合ではなく異なる種類の岩石で構成されていると予測する論文を発表した。彼らはこの予測の根拠として、イオがエウロパおよびガニメデとラプラス共鳴し、軌道が円軌道にならないことから生じる、木星のイオに対する変動する潮汐力によって発生する膨大な熱量を考慮に入れたイオ内部モデルを用いた。彼らの計算によると、均質な内部構造を持つイオで発生する熱量は、放射性同位体の崩壊のみで発生する熱量の3倍になると示唆された。この効果は、分化したイオではさらに大きくなるだろう。[44]

ボイジャー時代: 1979–1995

木星の明るい雲と暗い雲の前にある、多数の暗い斑点で覆われた惑星の写真。
ボイジャー1号がイオに接近した画像。背景には木星の雲が見える。

高解像度画像を用いたイオの最初の近接探査は、1977年9月5日と8月20日にそれぞれ打ち上げられた双子の探査機、ボイジャー1号とボイジャー2号によって行われた。これら2機の宇宙船は、1970年代後半から1980年代にかけて一連のミッションを通じて巨大外惑星を探査するNASAとJPLのボイジャー計画の一部であった。これは、初期の惑星グランドツアー構想の縮小版であった。両探査機は、以前のパイオニア計画よりも高度な機器を搭載しており、その中には、はるかに高解像度の画像を撮影できるカメラが含まれていた。これは、木星のガリレオ衛星の地質学的特徴や木星自体の雲の特徴を観察するのに重要であった。また、遠紫外線から中間赤外線までの複合スペクトル範囲を持つ分光計も搭載されており、イオの表面と大気の組成を調査し、表面の熱放射源を探すのに役立った。[45]

ボイジャー1号は、1979年3月に木星系に遭遇した2機の探査機のうち最初の探査機であった。[46] 1979年2月下旬から3月上旬にかけて木星に接近した際、ボイジャーの画像撮影を行った科学者らは、イオが他のガリレオ衛星とは異なって見えることに気づいた。イオの表面はオレンジ色で、黒い斑点が点在していたが、当初は衝突クレーター跡と解釈された。[47]最も興味深い特徴の一つは、直径1,000km (600マイル)のハート型の暗いリングで、後にペレ火山の噴煙堆積物であることが判明した。[48]紫外線分光計 (UVS) のデータにより、イオの軌道上に硫黄イオンで構成されたプラズマのトーラスが存在することが明らかになったが、このトーラスは木星の磁場の赤道に合わせて傾いていた。[48] [49]低エネルギー荷電粒子検出器（LECP）は、木星の磁気圏に突入する前に、ナトリウム、硫黄、酸素イオンの流れを検知した。LECPの科学チームは、これらの物質がイオ起源であると疑っていた。[50]ボイジャー1号がイオに遭遇する数時間前に、探査機は衛星の先端半球（木星の周りを月が移動する方向に面している側）では1ピクセルあたり少なくとも20km（12マイル）の解像度で、木星下半球（イオの「近い側」）の一部では1ピクセルあたり1km（0.6マイル）未満の解像度で、地球全体の地図の画像を取得しました。[47]接近中に返送された画像は、月、火星、水星など、その時点で撮影された他の惑星の表面とは異なり、衝突クレーターのない奇妙で多色の地形を明らかにしました。[1]以前の画像に写っていた暗い斑点は、他の惑星で見られる衝突クレーターというよりも、火山のカルデラに似ていました。 [47]イオの表面の奇妙さに驚いたボイジャーの画像科学者ローレンス・ソーダーブロムは、遭遇前の記者会見で「これはもう解明済みだ…[イオ]は硫酸塩、硫黄、塩など、あらゆる種類の奇妙な物質からなる薄いキャンディーのような殻で覆われている」と冗談を言いました。[48]

多数の流れのような地形、不規則な形状の平らな底を持つ窪地、高い山々、そして低いメサが点在する景観を捉えた航空写真。これらの地形は滑らかな平野に囲まれ、いくつかの山々や窪地を囲むように明るい地形が広がっている。昼側と夜側の境界は、画像の右上から中央下まで横切っている。左上隅と左下隅はモザイクの領域外にあり、黒くなっている。
イオの南極地域を覆うボイジャー1号の画像のモザイク

1979年3月5日、ボイジャー1号はイオの南極上空20,600kmからボイジャー計画の中で最も接近した遭遇を行った。[46] [48]この接近遭遇距離により、ボイジャーはイオの木星下帯と南極領域の画像を、1ピクセルあたり0.5km以下の最高解像度で取得することができた。[47]残念ながら、高放射線環境によるボイジャーの内部時計の問題の結果として、クローズアップ画像の多くはスミアによって制限され、ボイジャーのスキャンプラットフォームがターゲット間を移動している間にイオの狭角カメラ露出画像が取得された。[48]最高解像度の画像は、衝突クレーターというよりは火山カルデラに似た奇妙な形の穴、エベレストよりも高い山々 、火山の溶岩流に似た地形が点在する比較的若い表面を示していた。表面の大部分は滑らかな層状の平野で覆われ、異なる層の境界を示す断崖があった。[47]最高解像度の画像でも衝突クレーターは観測されず、イオの表面が現在の火山活動によって定期的に更新されていることが示唆された。[47]イオの極の一つでの遭遇により、ボイジャー1号はイオの磁束管の縁を直接サンプリングすることができ、5 × 10 6 アンペアの強い電流を発見した。[51]ボイジャーのカメラからのカラーデータは、イオニアの表面が硫黄と二酸化硫黄( SO
2）霜が降りる。[52]表面の色の違いは、硫黄の同素体の種類の違いによるものと考えられている。これは、液体硫黄が異なる温度に加熱されることで、色や粘度が変化することに起因する。[53]

1979年3月8日、木星を通過してから3日後、ボイジャー1号は、光学航法と呼ばれるプロセスで、ミッションコントローラーが宇宙船の正確な位置を決定するのを助けるために、木星の衛星の画像を撮影した。背景の星を視認性を高めるためにイオの画像を処理していたとき、航法技師のリンダ・モラビトは、その月の縁に沿って高さ300キロメートル (190 マイル) の雲を発見した。[54]最初、彼女はその雲がイオの後ろの衛星ではないかと疑ったが、その場所には適した大きさの天体はなかっただろう。その特徴は、後にペレと名付けられた暗い窪みでの活発な火山活動によって生成された噴煙であると判明し、その特徴は接近画像で見られる暗い足跡形のリングに囲まれていた。[55]ボイジャー1号の他の画像を分析したところ、表面にはそのような噴煙が9つ散っていることがわかり、イオが火山活動が活発であることを示した。[55]ボイジャー1号に搭載された赤外線干渉分光計（IRIS）は、複数の発生源から冷却した溶岩を示唆する熱放射を発見した。これは、イオの表面に見える溶岩流の一部が活動していることを示している。[56] IRISは、ガス状のSO
2ロキのプルームの中に、イオに大気が存在するというさらなる証拠が見つかった。[57]これらの結果は、ピールらが遭遇直前に行った予測を裏付けた。[44]

惑星の完全な円盤の細い三日月形（右側に開いている）で、オブジェクトの左上端に沿って 2 つの明るい雲があり、右端に沿ってもう 1 つの明るい雲があります。
ボイジャー2号がイオの縁に沿って観測した3つの火山噴煙

ボイジャー2号は1979年7月9日に1,130,000 km (702,000 mi)の距離からイオを通過し、エウロパとガニメデの軌道の間から木星に接近した。[58]ボイジャー1号ほどイオに近づかなかったものの、2機の宇宙船が撮影した画像を比較すると、アテン・パテラとスルトに新しい噴煙堆積物を含む、遭遇間の4か月間に発生したいくつかの表面変化が示された。[59]ペレの噴煙堆積物は、ボイジャー1号の遭遇時にはハート型であったが、ボイジャー2号の接近通過時には楕円形に変化した。ロキ・パテラの南部では、火山噴火の結果、拡散した噴煙堆積物と追加の暗黒物質の分布の変化が観測された。 [59]ボイジャー1号による活火山の噴煙の発見を受けて、ボイジャー2号の出発地点にイオの噴煙を監視する10時間の「イオ火山監視」が追加された。 [58]この監視キャンペーン中のイオの三日月形の観測により、3月に観測された9つの噴煙のうち7つが1979年7月にもまだ活動していたことが明らかになった。フライバイの合間に活動を停止していたのはペレ火山のみであり（ヴォルンド火山の活動継続を確認する画像は入手できなかった）、新たな噴煙は観測されなかった。[60]観測された噴煙（アミラニ、マウイ、マスビ、ロキ）の青い色は、そこからの反射光が直径約1μmの微粒子から来ていることを示唆している。[59]

ボイジャーの接近直後、イオの溶岩流は硫黄化合物で構成されているという説が一般的でした。これは、火山地形の色と、IRIS観測装置によって測定された低温（ただし、IRISは近赤外線で熱放射がピークとなる活発なケイ酸塩火山活動に伴う高温には反応しませんでした）に基づいていました。[61]しかし、1980年代と1990年代の地球からの赤外線研究により、硫黄を主成分とする火山活動というパラダイムから、ケイ酸塩火山活動が優勢で、硫黄は副次的な役割を果たすというパラダイムへと変化しました。[61] 1986年、イオの先端半球で発生した明るい噴火の測定により、硫黄の沸点よりも高い温度が明らかになり、イオの溶岩流の少なくとも一部がケイ酸塩で構成されていることが示されました。[62] 1979年の2度のボイジャー遭遇の間のスルト火山の噴火、および1978年にNASAの研究者によって観測された噴火でも、同様の温度が観測された。 [43] [63]さらに、イオの珪酸塩溶岩流のモデル化では、溶岩流が急速に冷却し、実際の噴火温度付近でまだ溶融している溶岩に覆われた小さな領域とは対照的に、固化した流などの低温成分が熱放射を支配していることが示唆された。[64]地球からの観測によるスペクトルは、イオに大気が存在し、イオの表面全体で大きな密度の変化があることを確認した。これらの測定は、イオの大気が二酸化硫黄の霜の昇華、または火山の火口からのガスの噴出、あるいはその両方によって生成されたことを示唆した。[61]

ガリレオ時代: 1995–2003

惑星の円盤全体を捉えた多色画像。多数の暗点が点在している。惑星の中央部の大部分は黄色から白/灰色で、上部と下部の極域は概ね赤みがかった色をしている。
1996年11月に取得されたガリレオの画像のモザイク

NASAによる次の木星探査ミッションの計画は、2機のボイジャー探査機が打ち上げられた1977年に始まりました。それ以前のミッションのように木星系をフライバイするのではなく、ガリレオ宇宙船は木星を周回して木星とイオを含む多くの衛星を詳細に観測し、木星の大気探査機を運ぶことになりました。当初は1982年にスペースシャトルで打ち上げられる予定でしたが、シャトルと上段エンジンの開発上の問題から生じた遅延により打ち上げは延期され、1986年にはチャレンジャー号 の事故によりガリレオの打ち上げはさらに遅れました。最終的に1989年10月18日、ガリレオはスペースシャトルアトランティスに乗って旅を始めました。[65]木星への途中、宇宙船をシャトルの貨物室に収めるために傘のように折りたたまれていた高利得アンテナが完全に開かなかったのです。ミッションの残りの期間、探査機からのデータは低利得アンテナを用いて、はるかに低いデータレートで地球に送信する必要がありました。この障害にもかかわらず、ガリレオにアップロードされたデータ圧縮アルゴリズムにより、木星における科学目標のほとんどを達成することができました。[2]

ガリレオは、地球を離れて6年間の旅を経て、1995年12月7日に木星に到着した。その間、ガリレオは金星と地球の重力の助けを借りて木星への軌道を押し上げた。ガリレオの木星軌道投入操作の直前に、探査機は公称ミッションで唯一のイオへのフライバイを実施した。当初、この遭遇では高解像度の画像が計画されていたが、遭遇中に撮影されたデータを後で地球で再生するために使用されていた探査機のテープレコーダーに問題が発生したため、ガリレオの大気探査機のデータを安全に記録するためにフライバイスケジュールから高データレートの観測を削除する必要があった。[2]この遭遇では、低データレートの実験から重要な結果が得られた。ガリレオの無線信号のドップラー偏移の分析により、イオは太陽系の内側の岩石惑星に見られるものと同様の大きな鉄の核で分化していることが示された。[66]遭遇時の磁力計データと鉄核の発見を組み合わせると、イオには磁場がある可能性があることが示唆された。[67]

2枚の画像を並べて表示したもので、中央に暗い灰色の領域を持つ赤い拡散リングが示されています。右側の画像では、この赤いリングの右上に六角形の暗い灰色の領域が割り込まれています。
1997年にピラン・パテラで発生した大噴火の影響を示すガリレオの画像2枚

イオの軌道付近にある木星の強力な放射線帯のため、ガリレオは1999年の最初の延長ミッションが終了するまで、エウロパの軌道より近づくことはできなかった。近接撮影ができず、機械的な問題で返されるデータの量が大幅に制限されたにもかかわらず、ガリレオの2年間の主要ミッション中にイオでいくつかの重要な発見があった。最初の数回の周回で、ガリレオは17年前のボイジャーの遭遇以来起きたイオの表面変化を探して地図を作成した。これには新しい溶岩流ザママの出現や、プロメテウスの溶岩流の終点を追跡しながら西に75km (47マイル) 移動したプロメテウスの噴煙が含まれていた。[68]ガリレオの最初の周回から、探査機のカメラである固体撮像装置 (SSI) は、イオが木星の影に入っている間に周回ごとに1、2枚の画像を撮影し始めた。これにより、ガリレオはイオ表面の熱放射源を観測することにより、イオの高温の火山活動を監視することができました。[68]同じ日食画像により、ガリレオの科学者は、イオのフラックスチューブとプラズマトーラスを使用して、イオの大気と火山の噴煙との相互作用によって生成されるオーロラも観測できました。 [69]ガリレオの 9 回目の軌道では、宇宙船はピランパテラで大規模な噴火を観測し、高温の熱放射と新しい火山の噴煙を検出しました。ピランや他の火山で観測された温度から、イオの火山噴火はマグネシウムに富む苦鉄質および超苦鉄質組成のケイ酸塩溶岩で構成され、硫黄や二酸化硫黄などの揮発性物質が地球上の水や二酸化炭素と同様の役割を果たしていることが確認されました。[70]次の軌道で、ガリレオはピランが斜方輝石などのケイ酸塩鉱物で構成された新しい暗い火砕堆積物に囲まれていることを発見しました。[70] NIMS近赤外線マッピング分光計は、主ミッション中にイオを数回観測し、火山活動による熱放射と二酸化硫黄の霜の分布をマッピングしました。これらの吸収帯はイオの近赤外線スペクトルの大部分を占めています。[71] [72]

ガリレオが高度30万キロメートル（18万6000マイル）以下のイオに遭遇[2]
軌道日付高度注記
J01995年12月7日897キロ557マイルリモートセンシングなし。重力測定により、分化した内部、大きな鉄心、磁場の存在が判明。
C31996年11月4日244,000キロ152,000マイル木星反半球のクリアフィルター画像； SOの近赤外線スペクトル
2霜
E141998年3月29日252,000キロ157,000マイル木星反半球のマルチスペクトル画像
C211999年7月2日127,000キロ78,900マイル木星反対半球のカラーモザイク
I241999年10月11日611キロ380マイルピラン、ザママ、プロメテウス流の高解像度画像; カメラと近赤外線分光計が放射線損傷を受ける
I251999年11月26日301キロ187マイル宇宙船の安全確保イベントにより高解像度の観測が不可能に；トヴァシュタル噴火の噴火 画像
I272000年2月22日198キロ123マイルAmirani、Tvashtar、Prometheus での変更検出。トヒル山上のステレオ画像
I312001年8月6日194キロ121マイルカメラの不具合により高解像度の撮影が不可能に；近赤外線分光計がトール火山の噴火を観測
I322001年10月16日184キロ114マイルトール山、トヒル山、ギッシュ・バー山の高解像度観測
I332002年1月17日102キロ63マイル宇宙船の安全確保イベントにより観測が不可能となり、リモートセンシングがほぼ全て失われた
A342002年11月7日45,800キロ28,500マイル予算の制約によりリモートセンシングは実施されない
惑星体の一部。画像の左側には一対の大きな山稜、上部中央には短くてゴツゴツとしたドーム状の山、下部中央付近には楕円形の窪み、そして画像の右側には昼側（左側）と夜側（右側）の境界が走っている。この境界付近の右下には、2つの小さな山頂が見える。
2000年2月にガリレオが見たモンジベッロ山

1997年12月、NASAはガリレオの延長ミッションであるガリレオ・エウロパ・ミッションを承認した。このミッションは、主ミッション終了後2年間実施された。この延長ミッションの焦点は、エウロパでの発見をフォローアップするために、7回の追加フライバイを実施し、地下に水の海が存在する可能性を示す新たな証拠を探すことだった。[21] 1999年5月から、ガリレオはカリストへの4回のフライバイ（20回目から23回目）を行い、近点を下げ、1999年後半にイオを2回通過する機会を確保した。[2]ガリレオは21周目の周回中に、イオの反木星側半球（「裏」側）の3色モザイク画像を取得した。これは、ガリレオがこれまでに行ったイオの観測の中で最も高解像度のものである。このモザイク画像は、ボイジャー1号がイオの木星側半球を最も高解像度で観測した範囲を補完するものである。[2] ガリレオは1999年後半の10月11日と11月26日の2回のフライバイで、イオの木星反半球にある様々な火山や山の高解像度画像とスペクトルを提供した。最初の遭遇時に頻繁に使用された画像モードにカメラの不具合が生じ、撮影された画像の大部分で画質が大幅に劣化した（ただし、これらの画像の一部を部分的に復元するソフトウェアアルゴリズムが開発された）。[2] NIMSもイオ付近の高放射線環境による問題を抱え、ハードウェアの故障でサンプリングできる近赤外線波長の数が制限された。[73]最後に、画像撮影範囲は低データレートの再生（ガリレオは各遭遇のデータを各軌道の遠地点で数日から数週間後に送信せざるを得なかった）と、1999年11月の遭遇時に放射線によって探査機のコンピュータがリセットされセーフモードになった事故によって制限された。それでも、ガリレオは11月のフライバイ中に幸運にもトヴァシュタル・パテラエの噴火を撮影し、長さ25km（16マイル）、高さ1.5km（0.93マイル）の溶岩のカーテンを観測した。[74] 2000年2月22日にも追加の接近が行われた。ガリレオのリモートセンシング機器に新たなエラーがなく、セーフィングイベントもなく、フライバイ後次の衛星接近までの時間にも余裕があったため、ガリレオはより多くのデータを取得し、送信することができた。これには、プロメテウス、アミラニ、トヴァシュタルの溶岩流速に関する情報、チャク・パテラとブリカメ地域の層状地形の非常に高解像度の画像、カマクトゥリ・パテラ、ザル・パテラ、シャムシュ・パテラ周辺の山々と地形のマッピングが含まれていた。[2]

中央に多色の領域があり、左から右に引き伸ばされたカラー画像。左上と中央下に「I32 Pele」という文字と、使用されているグラデーションのカラーチャートが表示されています。スケールバーから、画像が幅60キロメートルの範囲をカバーしていることがわかります。
ペレ溶岩湖からの夜間の熱放射を示す赤外線画像

2000年2月の接近後、ガリレオの木星探査ミッションは、ガリレオ・ミレニアム・ミッションによって2度目にして最後の延長が行われました。この延長ミッションの焦点は、ガリレオとカッシーニによる木星系の共同観測でした。カッシーニは2000年12月30日に土星に向かう途中で木星をフライバイしました。[75]イオの共同観測中に発見された成果により、トヴァシュタルに新たなプルームが出現し、イオのオーロラに関する知見が得られました。[76]カッシーニのフライバイ中にガリレオが撮影した遠距離画像では、ペレを取り囲んでいるものに似た新しい赤いリング状のプルーム堆積物がトヴァシュタルの周囲に発見された。これはイオの極地でこの種の堆積物が最初に確認されたものの一つだが、ガリレオはその後2001年8月にダジボグ・パテラ周辺で同様の堆積物を観測している。 [2]ガリレオはミレニアムミッション中に、2001年8月6日と10月16日、そして2002年1月17日の3回、イオへのフライバイを実施した。2001年の2回のフライバイではイオの極地を間近に観測できたが、2001年8月のフライバイの画像はカメラの故障で失われた。[2]磁力計のデータにより、イオには固有磁場がないことが確認されたが、2009年にこのデータを分析した結果、木星の磁気圏とイオのアセノスフェアにあるケイ酸塩マグマオーシャンとの相互作用によって生成された誘導磁場の証拠が明らかになった。[2] [77] 2001年8月のフライバイでは、ガリレオは新しく形成されたトール火山の噴煙の外側部分を飛行し、イオの火山物質の組成を初めて直接測定した。[2] 2001年10月の遭遇では、ガリレオはトールの新しい噴火現場、ギシュバーパテラの新しい主要な溶岩流、[78]ペレの溶岩湖を撮影した。[2]遭遇前のセーフィングイベントにより、2002年1月のフライバイで計画されていた観測のほぼすべてが失われた。[2]

ガリレオ探査機は、エウロパの生物圏への生物学的汚染を防ぐため、2003年9月23日に木星に意図的に衝突してミッションを終了しました。[21]

役職-ガリレオ時代: 2003–2016

ニューホライズンズの画像（2007年）では、下部近くの明るい領域に暗い物質の小さな領域が存在していますが、この領域はガリレオの画像（1999年）には存在しませんでした。
ガリレオとニューホライズンズの観測間の8年間における表面の特徴の変化

ガリレオ計画の終了後、天文学者たちはハワイのケック望遠鏡とチリのヨーロッパ南天天文台による補償光学画像、およびハッブル望遠鏡による画像を用いてイオの活火山の監視を続けている。これらの技術は、ペレやトヴァシュタルなどの火山の熱放射を観測し、ガスの組成を測定するために使用されている。[79] [80] 2001年2月のケック望遠鏡による画像は、現代においてイオあるいは地球上で観測された中で最も強力な火山噴火を、スルト火山で明らかにした。[79]マウナケア天文台の30メートル望遠鏡など、今後10年間で稼働予定の地球ベースの望遠鏡は、イオの火山のより詳細な観測を提供し、ガリレオの近赤外分光計によって達成された解像度に近づくだろう。[6]ハッブル宇宙望遠鏡によるイオの大気の紫外線、ミリ波、地上からの中間赤外線観測では、衛星の赤道に沿った明るい霜に覆われた領域と極域の間に強い密度の不均一性が明らかになり、イオの大気がイオ表面の二酸化硫黄の霜の昇華によって支えられているというさらなる証拠が得られました。[81]

ニューホライズンズ（2007年）

ニューホライズンズの5枚の連続画像。イオの火山トヴァシュタルが地表から330キロ上空で物質を噴出している様子が映っている。

ニューホライズンズ宇宙船は冥王星とカイパーベルトへ向かう途中、2007年2月28日に木星系を通過し、イオに2,239,000 km (1,391,000 mi)まで接近した。[82]この接近中に、1ピクセルあたり11.2 km (6.96 mi) のピーク解像度による可視画像を含む、イオの多数の遠隔観測が行われた。[83] 1999年11月のガリレオによるイオフライバイや2000年12月のカッシーニ探査機によるイオ接近時と同様に、ニューホライズンズは、 1999年の溶岩カーテンと同じ場所で大噴火を起こしているトヴァシュタルを捉えた。トヴァシュタルがイオの北極に近く、その大きさから、ニューホライズンズが撮影したイオのほとんどの画像にはトヴァシュタル上空の大きな噴煙が写っており、1979年のペレの噴煙観測以来、イオニア火山の噴煙としては最大級の詳細な観測が初めて提供された。[84] ニューホライズンズはまた、噴火の初期段階にあるギル・パテラ付近の火山の画像や、ガリレオ以降に発生したシャンゴ・パテラ、クルダラゴン・パテラ、シヘなどのいくつかの火山噴火による表面の変化も撮影した。 [84]

ジェミニ望遠鏡による研究では、イオのSO2大気が木星食の際に崩壊することが明らかになった。 [ 85] [86] 過去にも時折観測されていた日食後の増光は、カッシーニ宇宙船に搭載された機器によって近赤外線波長で検出された。[87]

ジュノ時代: 2016–2025

2023年12月30日にジュノーのJunoCamカメラが取得した木星の衛星イオの全景画像

ジュノー探査機は2011年に打ち上げられ、2016年7月5日に木星の周回軌道に入った。ジュノーのミッションは、木星の内部、磁場、オーロラ、極大気の理解を深めることに主に焦点を当てている。[88] ジュノーの54日間の軌道は、木星の極域をより正確に特徴付け、惑星の厳しい内部放射線帯への露出を制限し、木星の衛星との接近遭遇を制限するために、大きく傾斜し、大きく離心率が高い。2021年6月まで続く主要ミッション中、ジュノーは2020年2月17日の近日点25でイオに最も接近し、距離は195,000キロメートルで、イオが木星の影の中にあった間にJIRAMによる近赤外線分光測定を行なった。[89] 2021年1月、NASAはジュノーのミッションを2025年9月まで正式に延長した。ジュノーの高度に傾斜した軌道はイオや木星の他の主要な衛星の軌道面から探査機を遠ざけているが、その軌道は歳差運動をしており、木星への最接近点は緯度が高くなり、軌道の昇交点は各軌道で木星に近づいている。この軌道の進化により、ジュノーは延長ミッション中にガリレオ衛星との一連の接近遭遇を行うことが可能となる。ジュノーの延長ミッション中にイオとの2回の接近遭遇は2023年12月30日と2024年2月3日に発生し、どちらも高度は1,500キロメートルであった。[90] 2022年7月から2025年5月の間に、高度11,500〜90,000キロメートルでさらに9回の遭遇が計画されている。これらの遭遇の主な目的は、ドップラー追跡法を用いてイオの重力場の理解を深め、2007年にイオが最後に接近して観測されて以来の表面変化を調べるためにイオの表面を撮影することである。[91]

ジュノー、高度10万キロメートル（62,100マイル）未満のイオに遭遇
軌道日付高度注記
PJ252020年2月17日195,104 km121,000マイル主要ミッション中にイオに最も接近
PJ432022年7月5日86,141 km53,500マイル
PJ472022年12月14日63,771 km39,600マイル遭遇後のセーフモード[92]
PJ492023年3月1日51,547 km32,000マイル
PJ512023年5月16日35,555 km22,100マイル
PJ532023年7月31日22,202キロ13,800マイル
PJ552023年10月15日11,640キロ7,230マイル
PJ572023年12月30日1,500キロ932マイル
PJ582024年2月3日1,500キロ932マイル
PJ602024年4月9日17,347キロ10,779マイル
PJ672024年11月25日85,736 km53,300マイル
PJ722025年5月8日92,957 km57,761マイル

ジュノーは数回の周回軌道で、広角可視光カメラのJunoCAMを使って火山の噴煙を探し、近赤外線分光計と撮像装置のJIRAMを使ってイオを遠方から観測した。[3] [89] JIRAMの近赤外線分光法はこれまでにイオ表面の二酸化硫黄の霜の大まかなマッピングを可能にしたほか、2.1μmと2.65μmで太陽光を弱く吸収する表面の小さな成分のマッピングも可能にした。[93]

将来のミッション

2機の宇宙船が木星系へ向かっている。木星氷衛星探査機（JUICE）は、欧州宇宙機関（ ESA）の木星系探査ミッションであり、最終的にはガニメデ周回軌道への投入を目指している。[94] JUICEは2023年に打ち上げられ、木星への到着は2031年7月の予定である。[95] JUICEはイオ付近を通過することはないが、ガニメデ周回軌道投入前の2年間の木星周回フェーズにおいて、狭角カメラなどの搭載機器を用いてイオの火山活動を監視し、表面組成を測定する予定である。

エウロパ・クリッパーは、木星の衛星エウロパに焦点を当てたNASAの木星系探査ミッションです。JUICEと同様に、エウロパ・クリッパーはイオへのフライバイは行いませんが、遠方の火山の監視を行う可能性があります。エウロパ・クリッパーは2024年10月に打ち上げられ、2030年にエウロパに到着する予定です。

イオへの専用ミッションであるイオ火山観測機（IVO）は、ディスカバリー計画のために、3年半かけて少なくとも10回のイオフライバイを行う木星周回衛星として提案されましたが、2021年6月に金星への2つのミッションに取って代わられました。[96] [97]

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