이오의 산

Mountains of Io

산은 목성의 가장 안쪽의 큰 달인 이오의 표면에 넓게 분포되어 있다.약 115개의 명명된 산이 있는데, 평균 길이는 157km(98mi), 평균 높이는 6,300m(20,700ft)이다.가장 긴 곳은 570km(350mi), 가장 높은 곳은 보외솔레몬테스(Boösaule Montes)로 지구상의 어느 산보다 높은 17,500m(57,400ft)이다.[1]이오니아 산들은 종종 크고 고립된 구조물로 나타난다; 판구조학이 지배적인 지구와 달리 지구구조적 패턴은 뚜렷하지 않다.

이오는 목성의 근접성과 거대한 질량과 결합하여 궤도의 편심(유로파, 가니메데와의 공진에서 비롯됨)에 의해 발생하는 강한 조력난방에 예외적이다.이것은 광범위하고 집중적인 화산활동으로 이어진다.Io에 있는 대부분의 화산들은 거의 완화되지 않는다; 산으로 간주될 수 있는 화산들은 일반적으로 지질학적 작용에 의해 형성된 산들보다 작으며, 평균적으로 높이가 1,000~2,000미터(3,300~6,600피트), 폭이 40~60킬로미터(25~37mi)에 불과하다.Io의 여러 가지 지질학적 모델이 존재하지만, 지질학적 산악 건설 과정은 여전히 불명확하고 논란의 여지가 있다.그러나, 그것은 신체의 빠른 화산재상현에 의해 야기되는 스트레스와 관련이 있다고 생각된다.

갈릴레오와 보이저 임무의 이미지를 바탕으로 한 Io의 표면 지도.

관측치

이오의 산의 기원을 탐구하기 위해서는 형태학적 유형의 분류와 형태학적 특징에 대한 설명이 필요하다.

형태론적 유형

네 가지 형태의 산이 확인되었다.[1][2]

  1. 메사: 꼭대기가 평평하고 표면이 비교적 매끄러운 산.메사와 침식된 층의 평야를 구분하는 것은 어려울 수 있다.에티오피아 플라눔은 이러한 형태학적 유형의 좋은 예다.이오에 있는 11개의 산은 메사로 분류된다.
  2. 고원: 표면이 울퉁불퉁한 높은 평야.고원에는 가파르거나 두드러진 봉우리가 없다.이오폴리스 플라눔은 이런 유형의 좋은 예다.이오니아 산의 약 46%가 이 형태학에 속한다.
  3. 능선: 1개 이상의 선형 또는 아크케이트에 의해 지배되는 높은 구조. Io에 있는 28(24%)의 산들이 이러한 유형으로 분류되었다.
  4. 마시프: 울퉁불퉁하거나 복잡한 표면이 지배하는 높은 구조로 하나 이상의 봉우리를 가지고 있다.보아울 몬테스와 토힐 몬스가 좋은 예다.
Io에 기저귀 흉터.1999년 11월 25일 나사의 갈릴레오 우주선이 Io의 근접 비행 중에 찍은 이 사진은 그곳에서 발견된 몇몇 호기심 많은 산들을 보여준다.왼쪽으로 지는 해는 산이 드리운 그림자를 과장한다.갈릴레오 과학자들은 이 그림자의 길이를 측정함으로써 산의 높이를 추정할 수 있다.사진 가운데 바로 왼쪽에 있는 산은 높이가 4000m(1만3000ft)이고, 왼쪽 아래 작은 봉우리의 높이는 1600m(5200ft)이다.
파테라와 이오의 고원.NASA의 갈릴레오 우주선은 1999년 11월 25일 25번째 궤도를 도는 동안 히이아카 파테라(이미지 중앙의 불규칙한 모양, 어두운 우울증)와 인근 두 산의 모자이크에 있는 이미지를 획득했다.이미지 상단의 뾰족한 봉우리 높이는 약 11,000m(36,000ft)이며, 칼데라의 서쪽과 남쪽으로 길게 뻗은 두 평판은 모두 약 3,500m(11,500ft)이다.북서산의 능선은 이오니아 산에서 자주 볼 수 있으며, 중력으로 인해 표면 재료가 미끄러져 내려가면서 형성되는 것으로 생각된다.
메사 온 이오.이 예는 Tvashtar Mesa이다.그것은 매우 평평한 꼭대기와 날카로운 경계를 가지고 있다.
Io에 대량 낭비와 레이어드 플레인.에우보에아 몬테스의 모양, 특히 북쪽 옆구리의 굵고 구불구불한 퇴적물은 스헨크와 불머가 북쪽 옆구리의 얼굴 전체를 따라 경사도가 무너졌다는 증거로 해석된다.[3]이미지의 북쪽 부분에는 "층 평야"라고 표시된 층층이 표시된다.
공통 기능

이오니아 산의 몇 가지 공통점이 요약되어 있다.

  1. 기저 흉터: 기저 흉터는 항상 화산 평원과 산을 구분하는 이오니아 산의 갑작스러운 경계로 나타난다.대부분의 이오니아 산들은 이러한 특징을 가지고 있는 것으로 관찰된다.기저부 흉터는 10에서 수백 미터 높이로 되어 있다.때때로 스카프는 파편 앞치마의 여백으로 고해상도 영상에서 해결된다.일례로 Iopolis Planum이 있다.[1]
  2. 기울어진 블록: Io에서 스러스트 결함은 기울어진 블록을 바인딩한 것으로 해석되었다.기울어진 블록은 다각형 모양과 굽은 볏이 있다.한 예는 Euboea Montes이다.지상에서의 비유는 사우스다코타의 블랙힐즈다.
  3. 질량 낭비: 이오니아 산과 인접한 여러 종류의 질량 이동 퇴적물이 관찰되었다.블록의 하향 이동은 적어도 한 곳인 에우보에아 몬테스에서 파악되었다.가파른 경사면 밑부분에는 파편 앞치마를 닮은 부채 모양의 퇴적물이 발견된다.북부 히야카 몬테스와 같은 산의 타거나 성긴 표면은 층을 이룬 바위의 아래 경사진 크리프에 의해 형성될 수 있다.[2]
  4. 레이어드 크러스트: 이오니아 크러스트: 흐르는 관측에 의해 제안된 바와 같이, 이오니아 크러스트 상층부: 에우보아 몬테스의 산악 경사 17,000m(56,000ft)와 노출된 크러스트 섹션, 하이아카 몬테스 북부에서 발아한 유닛 헤머스 몬스에 노출된 다른 컬러 유닛,[1][3] 헤머스 몬스나 몬스와 같은 산에서의 스트리팅.
Io의 기울어진 블록

스트레스

이오의 산의 기원에 스트레스는 중요한 역할을 한다.다양한 종류의 스트레스는 암석권의 변형에 책임이 있는 것으로 간주된다.접힘과 결함은 Io의 모든 종류의 지형적 특징을 형성한다.

  1. 과부하 응력: Io에서 리서페이싱 프로세스는 표면에 새로운 층을 형성하고 오래된 층을 아래로 밀어낸다.과부하 스트레스는 암석의 젊은 층에 과부하하는 무게에 의해 나이든 층에 가해지는 스트레스다.The horizontal stress () generated is less than the vertical overburden () by a factor of /(1- ),where is Poisson's ratio (value is 0.25 for rock)/ref>.[4]차등응력은 ( 이다.이 인장응력은 Byerlee의 연장 암석고장 규정보다 값이 작기 때문에 Io에 단층을 유발하기에 불충분하다.그러나 과부하 스트레스는 다른 스트레스와[5] 결합할 때 과부하 스트레스의 원인이 될 수 있다.
  2. 침하 응력: 나이든 지각의 젊은 지각에 의한 지속적인 매몰은 나이든 바위를 반경이 작은 구면으로 안쪽으로 밀어 넣게 한다.오래된 지각의 침하는 엄청난 수평 압축응력을 의미할 수 있다.이 스트레스는 리서페이싱 속도(v), 이오의 반지름(R), 침하 거리(ΔR), 용의 계수와 관련이 있다.침하 발생 수평 응력은 E/(1-V)× ΔR/R과 같다.이 스트레스는 Io에 결함을 일으키기에 충분하다.[5]
  3. 열응력: 열응력은 Io의 지각의 온도 상승이 지각의 팽창을 야기할 수 있기 때문에 Io에게 또 다른 가능한 스트레스 원인이다.Io에서 발생하는 총 조력 가열은 재포장 프로세스와 전도성 열 흐름에 의해 소멸된다.리서페이싱에 더 많은 열을 사용할수록 열은 전도성 열 흐름이 감소하고 열로 인한 열 응력이 감소한다.열응력은 화산출력이 조력난방 투입량보다 적은 곳이면 언제 어디서나 발생할 수 있어 중요하다.[5]

지구역학 모형

강한 조력난방으로 인해 이오는 지질학적으로 매우 활발하며 높은 비율(연간 약 1 센티미터(0.39인치)의 라바와 플룸 퇴적물에 의해 화산적으로 다시 모습을 드러내고 있다.이러한 리서페이싱 프로세스와 암석권의 응력 축적에 관련된 몇 가지 모델이 제안되었다.

Io에서는 10,000m(33,000ft)보다 높은 산들이 많이 관측되었다.이는 이오가 껍질이 두껍다는 것을 암시한다.그들은 오렐리와 데이비스의 1981년 논문에서 Io의 열 중 일부는 부속물에 의해 운반된다고 제안했다.[6]깊은 곳에서부터 마그마는 격리된 환풍구를 통해 표면으로 올라가고, 표면에서 퍼져나가 식는다.고체 암석권은 지속적으로 생성된 새로운 용암 흐름 아래 가라앉는다.고체 물질은 암석권의 기저부에서 전도로 가열되어 다시 녹는다.[6]

Io에 대한 대형 크러스트 블록의 추력 단층 및 상승은 스헨크와 Bulmer의 1998년 논문에 의해 제안된 모델에 의해 해석된다.[3]모델에서는 Io의 크러스트가 계속 재활용을 한다.격렬한 화산 활동은 용암을 표면으로 가져오고, 오래된 매장 층은 가라앉을 수밖에 없다.오래된 화산 지각 물질은 가라앉을 때 횡방향으로 압축된다.

후기 모델은 더 많은 세부사항을 제시한다.[1]Io는 마피컬과 울트라마피컬 퇴적물의 연속적인 스택으로 구성된다.새로운 분출된 화산 물질이 식어서 매장된 후, 바위 더미는 산산이 부서져 암반을 형성한다.이 암반은 조수 굴곡, 깊이 압축, 화산 침입, 기타 메커니즘으로 인해 골절된 뒤 가로 100km의 큰 블록으로 부서진다.실, 둑, 목욕석 같은 매직주의 제품들은 복합 지각층을 형성하기 위해 쌓이는 화산 층에 침입할 수 있다.때로는 커다란 지각 덩어리가 회전하여 뿌리 깊은 추력 결함을 따라 찌르기도 한다.이 과정은 Euboea Montes에서와 같이 표면으로 지각의 단면을 노출시킬 수 있다.나중에, 이 블록들은 또한 대량 낭비로 인해 침식될 수 있고 이후의 화산 활동에 의해 재유래될 수 있다.지각의 밑부분에서 물질은 열에 의해 다시 충족된다.전지구적 매몰과 침하로 인한 심층 압축도 지각의 접힘과 같은 연성변형을 형성할 수 있다.[1]

Io에서 리서페이싱 프로세스.거대한 조력난방은 이오의 활발한 화산 활동을 유발한다.새로 생성된 표면은 오래된 표면을 안쪽으로 밀어 넣는다.이 프로세스와 관련된 주요 응력은 이 이미지에 표시되어 있다.[6]
Io의 지구역학 모델.격렬한 화산활동은 Io에 빠른 재포장을 야기한다.새로 형성된 표면은 오래된 층을 안쪽으로 계속 밀어 넣는다.구형층을 더 작은 구체로 압착하면서 수평 압축력은 구형층에서 단축(수평 수축)을 일으킨다.

산과 패테아목

이오에는 파테와 산이 서로 가까이서 나타나는 것이 관찰된다.[7]이 관찰 결과는 이 두 구조가 어떻게든 연관되어 있음을 나타낸다.[2]이오는 조력난방이 강하고 화산활동이 매우 격렬하기 때문에 이오 내부는 힘차게 대류해야 한다.[8][9]맨틀 소재의 상승 및 하강 웰링 지역들은 Io의 암석권의 응력장에 영향을 미칠 수 있다.부력 맨틀 디아피르는 추력 결함의 개발에 충분할 수 있는 압축응력을 국소적으로 향상시킬 수 있다.[2]이 메커니즘은 초기 단층에 책임이 있다면 곡선 및 원형 산을 예측할 수 있을 것이다.그러나 많은 이오니아 산들은 직선적인 여백을 가지고 있는 것으로 관찰된다.[1]이 모순은 디아피르가 발생하기 전에 결함이 존재한다는 것을 나타낸다.따라서, 디아피르는 Io의 암석권에 스트레스를 집중시키는 메커니즘을 제공할 뿐이다.기초적인 탈선 과정에 의해 유도된 압축 응력을 받지 않는 골절은 용융이 표면으로 분출되는 도관 역할을 할 수 있다.한편, 전지구적 관점에서 Io에서는 산과 화산 중심지의 분포 사이의 반상관성이 관찰되고 있다.[1]이것은 지구 대류 패턴을 반영할 수 있다.부유층이 지배하는 반구에는 더 많은 화산 중심지가 있다.다운 웰딩이 지배하는 반구에는 산이 더 많다.[2]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e f g h Schenk, P. (2001). "The Mountains of Io: Global and Geological Perspectives from Voyager and Galileo". Journal of Geophysical Research. 106 (E12): 33201–33222. Bibcode:2001JGR...10633201S. doi:10.1029/2000JE001408.
  2. ^ a b c d e Turtle; et al. (2001). "Mountains on Io: High-resolution Galileo observations, initial interpretations, and formation models". Journal of Geophysical Research. 106 (E12): 33175–33199. Bibcode:2001JGR...10633175T. doi:10.1029/2000je001354.
  3. ^ a b c Schenk, P.M.; Bulmer, M. H. (1998). "Origin of Mountains on Io by Thrust Faulting and Large-Scale Mass Movements". Science. 279 (5356): 1514–1517. Bibcode:1998Sci...279.1514S. doi:10.1126/science.279.5356.1514. PMID 9488645.
  4. ^ Turcotte, D.L. & Schubert, G. (1982). Geodynamics. John Wiley & Sons.
  5. ^ a b c McKinnon; et al. (2001). "Chaos on Io: A model for formation of mountain blocks by crustal heating, melting, and tilting". Geology. 29 (2): 103–106. Bibcode:2001Geo....29..103M. doi:10.1130/0091-7613(2001)029<0103:COIAMF>2.0.CO;2.
  6. ^ a b c O'Reilly, T.C.; Davies, G.F. (1981). "Magma transport of heat on Io: A mechanism allowing a thick lithosphere". Geophys. Res. Lett. 8 (4): 313–316. Bibcode:1981GeoRL...8..313O. doi:10.1029/gl008i004p00313.
  7. ^ Radebaugh; et al. (2001). "A new type of volcanic caldera". Journal of Geophysical Research. 106 (E12): 33005–33020. Bibcode:2001JGR...10633005R. doi:10.1029/2000je001406.
  8. ^ Tackley; et al. (1999). "Three-Dimensional Spherical Simulations of Mantle Convection in Io". Eos, Transactions, American Geophysical Union. 8046 (Fall Meeting Supplement): 620.
  9. ^ Tackley; et al. (2001). "Three-Dimensional Simulations of Mantle Convection in Io". Icarus. 149 (1): 79–93. Bibcode:2001Icar..149...79T. CiteSeerX 10.1.1.35.8942. doi:10.1006/icar.2000.6536.

외부 링크