Io의 화산론

Volcanism on Io
Io, 표면에서 두 개의 플럼이 분출하고 있다.

목성의 달인 이오의 화산활동은 달 표면에 화산, 화산 구덩이, 용암이 흐르면서 나타난다.그것의 화산활동은 보이저 1의 이미징 과학자 린다 모라비토에 의해 1979년에 발견되었다.[1]지나가는 우주선( 보이저호, 갈릴레오호, 카시니호, 뉴호라이즌스호)과 지구에 기반을 둔 천문학자들이 이오를 관찰한 결과 150개 이상의 활화산이 발견되었다.이러한 관측을 바탕으로 최대 400개의 화산이 존재할 것으로 예측된다.[2]이오의 화산 활동은 이 위성을 태양계에서 현재 화산 활동을 하고 있는 것으로 알려진 4개의 세계 중 하나로 만든다(다른 3개는 지구, 토성의 위성 엔셀라두스, 해왕성의 위성 트리톤이다).

보이저 1호 비행 직전에 처음 예측된 이오 화산의 열원은 강제 궤도 이심률에 의해 생성된 조력 가열에서 나온다.[3]이는 주로 방사성 동위원소 붕괴와 원시적 발열에서 도출되는 지구의 내부 가열과는 다르다.[4]이오의 편심 궤도는 위성의 가장 가까운 지점과 가장 먼 지점 사이에서 목성의 중력 당김에 약간의 차이로 이어져 다양한 조석 폭포를 일으킨다.이러한 Io 형상의 변화는 내부에 마찰 난방을 야기한다.이러한 조력난방이 없었다면, 이오는 크기와 질량이 비슷하고 지질학적으로 죽었으며 수많은 충돌구들로 뒤덮인 세계인 달과 비슷했을 것이다.[3]

이오의 화산 활동은 수백 개의 화산 중심지가 형성되고 광범위한 용암이 형성되어 태양계에서 가장 화산 활동이 활발한 몸이 되었다.지속시간, 강도, 용암유출률, 화산구덩이(일명 파테라) 내에서 화산폭발이 발생하는지 여부에 따라 세 가지 다른 유형의 화산폭발이 확인되었다.수 십 킬로미터 또는 수백 킬로미터 길이의 이오에 흐르는 용암은 주로 기저성 성분을 가지고 있는데, 이는 하와이의 K inauea와 같은 실드 화산에서 지구에서 볼 수 있는 라바와 유사하다.[5]이오에 있는 용암은 대부분 현무암으로 되어 있지만, 유황과 이산화황으로 이루어진 용암 흐름이 몇 번 보였다.또 고온초음질 규산염 라바 분화로 설명될 수 있는 1600K(1,300℃, 2,400℃)의 분화온도가 검출됐다.[6]

이오의 지각과 표면에서 상당한 양의 유황 물질이 존재한 결과, 어떤 분출은 유황, 이산화황, 화쇄성 물질을 500km(310mi)까지 우주로 분출시켜 커다란 우산 모양의 화산 플럼을 생산한다.[7]이 재료는 주변 지형을 빨강, 검정, 또는/또는 흰색으로 칠하고, Io의 지저분한 대기와 목성의 광대한 자기권을 위한 재료를 제공한다.1979년 이후 이오를 타고 날아온 우주선은 이오의 화산 활동에 따른 수많은 표면 변화를 관찰했다.[8]

디스커버리

Io에서 활화산의 발견 이미지.펠레와 로키의 깃털은 각각 사지 위와 터미네이터에서 볼 수 있다.

1979년 3월 5일 보이저 1호가 이오와 만나기 전에는 이오는 달과 같은 죽은 세계라고 생각되었다.이오를 둘러싼 나트륨 구름이 발견되면서 인공위성이 증발해 있을 것이라는 설이 나왔다.[9]

오는 1970년대에 취해진 지구 기반 적외선 관측에서 오는 발견의 암시가 나왔다.이오가 목성의 그림자에 있는 동안 10μm의 적외선 파장에서 측정한 측정에서 다른 갈릴레이 위성들에 비해 비정상적으로 높은 열유속이 발견되었다.[10]당시 이 열량은 표면이 유로파나 가니메데보다 열 관성이 훨씬 높았기 때문으로 분석됐다.[11]이러한 결과는 Io가 다른 갈릴레이 위성들과 표면 특성이 유사하다는 것을 암시하는 20μm의 파장에서 측정한 측정과는 상당히 달랐다.[10]로버트 넬슨과 브루스 햅케는 Io 표면에 유황 할당제를 생산하는 메커니즘으로 화농성 활동을 제안함으로써 Io의 스펙트럼에서 이러한 특징들을 설명하려고 시도했다.[12]: 9 그 후 짧은 파장에서의 유속이 더 큰 것은 Io의 화산과 태양열 가열에서 나오는 유속이 결합된 반면, 태양열 가열은 더 긴 파장에서 유속의 훨씬 더 큰 부분을 제공하기 때문이라고 결정되었다.[13]1978년 2월 20일 위트본 외에서는 5μm에서 Io의 열 방출량이 급격히 증가하였다.이 그룹은 당시 화산 활동을 고려했는데, 이 경우 데이터가 600 K(300 °C, 600 °F) 크기의 Io 8000 평방 킬로미터(3,100 sq mi)의 지역에 적합했다.그러나 저자들은 그 가설이 가능성이 낮다고 생각했고, 대신 목성의 자기권과 Io의 상호작용에서 나오는 방출에 초점을 맞췄다.[14]

보이저 1호와의 만남 직전, 스탠 피일, 패트릭 카센, R.T. 레이놀즈는 저널 사이언스지에 화산처럼 변형된 표면과 차별화된 내부를 예측하는 논문을 발표했다.이들은 목성의 미세한 편심궤도에 의한 Io의 다양한 조석 당김에 의해 발생하는 엄청난 양의 열을 고려한 Io 내부 모델을 근거로 이 같은 예측을 했다.그들의 계산은 균일한 내부를 가진 Io에 대해 발생되는 열의 양이 방사성 동위원소 붕괴에 의해서만 발생되는 열의 양보다 3배 더 많을 것이라는 것을 시사했다.이 효과는 차별화된 Io로 더욱 클 것이다.[3]

보이저 1호 관측소 로키 파테라 및 인근 용암 흐름과 화산 구덩이

보이저 1호의 Io 첫 영상은 충격 크레이터 부족을 드러내며 매우 어린 표면을 암시했다.분화구는 지질학자들이 행성 표면의 나이를 추정하기 위해 사용된다; 충격 구조물의 수는 행성 표면의 나이에 따라 증가한다.대신에 보이저 1호는 불규칙한 모양의 움푹 패인 다색 표면을 관찰했는데, 충격 크레이터의 돌출된 테두리가 없었다.보이저 1호는 또 저점도의 유체와 지상 화산을 닮지 않은 키 크고 고립된 산으로 형성된 흐름 특징을 관찰했다.관측된 표면은 펠레와 동료들이 이론화했듯이 이오는 화산학적으로 크게 변형되었다고 암시했다.[15]

1979년 3월 8일, 목성을 통과한 지 3일 후, 보이저 1호는 우주선 관제사들이 우주선의 정확한 위치를 결정하는 것을 돕기 위해 목성의 달 사진을 찍었는데, 광학 항법이라고 불리는 과정이다.항법 엔지니어 린다 모라비토는 Io의 이미지를 처리해 배경 스타의 시야를 강화했지만 사지를 따라 300km(190mi) 높이의 구름을 발견했다.[1]처음에 그녀는 구름이 이오 뒤의 달이라고 의심했지만, 적당한 크기의 시체는 그 장소에 없었을 것이다.이 특징은 나중에 펠레라는 어두운 우울증에서 활화산이 일으킨 플룸으로 결정되었다.[16]이 발견에 이어 보이저 이미지에는 8개의 다른 플럼이 위치했다.이 깃털들은 나중에 불, 화산 또는 대혼란과 관련된 신화적 신들의 이름을 따서 명명되었다: 로키, 프로메테우스, 볼룬드, 아미라니, 마우이, 마두크, 마두비.[12]: 13 냉각 용암을 나타내는 복수의 발생원에서의 열 방출도 발견되었다.[17]보이저 2가 획득한 영상을 아텐 파테라와 서트의 새로운 플룸 침전물을 포함하여 보이저 1이 이전에 4개월 동안 촬영한 영상과 비교할 때 표면 변화가 관찰되었다.[18]

열원

이오의 주요 내열원은 목성의 중력에 의해 발생하는 조력에서 나온다.[3]이 외부 난방은 방사성 동위원소 붕괴와 축적된 잔류 열로 인해 발생하는 지구 내 화산 열원과는 다르다.[4][19]지구에서 이러한 내부 열원은 맨틀 대류를 유도하고, 이는 판구조학을 통해 화산 활동을 유발한다.[20]

이오의 조력난방은 목성과의 거리, 궤도이심률, 내부 구성, 물리적 상태에 따라 달라진다.[21]Europa, Ganymede와 함께 라플라스 궤도 공진은 이오의 편심성을 유지하고 이오 내부의 조수가 궤도를 순환하는 것을 방지한다.이 기이한 점은 목성의 중력이 Io의 궤도에 있는 periapsis와 apapoapsis 지점들 사이에서 변화하기 때문에 무려 100m(330ft)에 이르는 Io의 조석 불량의 수직적 차이로 이어진다.이와 같이 다양한 조력 당김은 Io의 내부에서도 마찰을 일으켜 상당한 조력 가열과 용융을 유발할 수 있다.대부분의 내부 열이 지각으로 전도되어 방출되는 지구와 달리 Io 내부 열은 화산 활동을 통해 방출되며 위성의 높은 열 흐름(지구 총계: 0.6–1.6 × 1014 W)을 생성한다.궤도모델은 Io 내 조력난방량이 시간에 따라 변화하며, 현재의 열 흐름은 장기 평균을 나타내지 않는다는 것을 시사한다.[21]관측된 Io 내부 열 방출량은 현재 조력 가열에서 발생한 양의 추정치보다 더 크므로, Io가 더 큰 굴곡 기간을 거친 후 냉각되고 있음을 알 수 있다.[22]

구성

보이저 1 화산의 구덩이와 용암이 라파테라 근처로 흐른다.

보이저 영상의 분석으로 과학자들은 이오에 용암이 흐른 것이 대부분 용해된 원소 유황의 다양한 형태로 이루어져 있다고 믿게 되었다.[23]흐름의 착색은 다양한 할당량과 유사한 것으로 밝혀졌다.용암 색깔과 밝기의 차이는 다원자 유황의 온도와 그 원자의 포장 및 결합의 함수다.Ra Patera에서 방출되는 흐름의 분석은 525K(252°C, 485°F)에서 환기구 가까이에 있는 어두운 알베도 재료, 450K(177°C, 350°F)에서 각 흐름의 중심부에 있는 적색 재료, 그리고 가장 먼 끝단에 있는 주황색 재료 등 액체 황과 관련된 모든 다른 색상을 드러냈다.425K(152°C, 305°F)[23]에서 각 유량의 흐름이 색깔 패턴은 중심 분출구에서 방사되는 흐름과 일치하며, 용암이 그 분출구에서 멀어질 때 냉각된다.또한 보이저 1의 적외선 간섭계 분광계(Interferometer Spectrometer)와 방사선계(Radiometer, IRIS) 계측기가 측정한 로키 파테라의 열 방출 온도 측정은 황화산과 일치했다.[17]그러나 IRIS 기기는 더 높은 온도를 나타내는 파장을 감지할 수 없었다.이는 규산염 화산과 일치하는 온도가 보이저에 의해 발견되지 않았다는 것을 의미했다.그럼에도 불구하고 보이저 과학자들은 고밀도, 성벽을 따라 가파른 경사면을 지탱할 규산염의 필요성 등 이오의 젊은 외모에 규산염이 반드시 역할을 해야 한다고 추론했다.[24]보이저 플라이비스에 이은 구조적인 증거와 스펙트럼 및 온도 데이터의 모순은 이오의 용암 흐름의 구성에 대해 행성 과학계에서 규산염이나 유황 물질로 구성되었는지에 대한 논쟁을 불러일으켰다.[25]

1980년대와 1990년대의 지구 기반 적외선 연구는 그 패러다임을 주로 황화산 중 하나에서 규산화산이 지배하는 것으로 전환했고, 황은 부차적인 역할을 한다.[25]1986년 Io의 선행 반구에서 밝은 분출을 측정한 결과 최소 900 K(600 °C; 1,200 °F)의 온도가 나타났다.이는 황의 비등점(715K 또는 442°C 또는 827°F)보다 높아 이오의 용암 흐름 중 일부에 대한 규산염 성분을 나타낸다.[26]1979년 보이저호와의 두 번의 만남 사이 서트호 폭발과 1978년 위트본과 동료들이 관측한 폭발에서도 비슷한 기온이 관측됐다.[14][27]또한, Io의 규산염 용암 흐름을 모델링한 결과, 용암이 용암으로 덮여 있는 작은 지역이 실제 분출 온도 근처에 있는 것과 달리, 용암이 빠르게 냉각되어 열 방출이 응고된 흐름과 같은 저온 구성 요소에 의해 지배된다는 것을 알 수 있었다.[28]

갈릴레오의 Io 열 방출 지도

규산염 화산은 1990년대와 2000년대 갈릴레오 우주선에 의해 이오의 수많은 핫스팟의 온도 측정, 열 방출이 감지되는 위치, Io의 암흑물질의 스펙트럼 측정으로부터 확인되었다.Temperature measurements from Galileo's Solid-State Imager (SSI) and Near-Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) revealed numerous hot spots with high-temperature components ranging from at least 1,200 K (900 °C; 1,700 °F) to a maximum of 1,600 K (1,300 °C; 2,400 °F), like at the Pillan Patera eruption in 1997.[5]갈릴레오 임무의 과정에서 분출 온도가 2,000 K (1,700 °C; 3,100 °F)[29]에 근접했음을 암시하는 초기 추정치는 온도를 계산하는 데 잘못된 열 모델을 사용했기 때문에 그 이후로 과대평가된 것으로 입증되었다.[5]Io의 암흑 물질에 대한 스펙트럼 관측은 enstatite, mafic 및 ultimamafic 현무암에 공통적으로 존재하는 마그네슘이 풍부한 규산염 광물과 같은 정형외과록센의 존재를 시사했다.이 어두운 물질은 화산 구덩이, 신선한 용암 흐름, 최근 폭발한 화산 폭발을 둘러싼 화쇄성 퇴적물에서 볼 수 있다.[30]용암의 측정된 온도와 분광학적 측정을 바탕으로 볼 때, 일부 용암은 지상의 코마티이트와 유사할 수 있다.[31]분화 중 표면으로 올라가는 동안 마그마의 온도를 높일 수 있는 압축 과열도 일부 고온 분출의 요인이 될 수 있다.[5]

비록 이오 화산의 온도 측정이 목성의 보이저와 갈릴레오 임무 사이에 지속되었던 유황 대 규산 논쟁을 해결하였지만, 이오에서 관찰되는 현상에는 여전히 유황과 이산화황의 역할이 크다.두 물질은 모두 이오의 화산에서 생성된 플럼에서 검출되었으며, 유황은 펠레 타입 플럼의 주요 성분이다.[32]예를 들어 Io, Chsi Goab Flatus, Emakong Patera, Balder Patera에서 밝은 흐름이 확인되었으며, 이는 유황이나 이산화황 화산성을 암시한다.[33]

분화 스타일

참고 항목:Io의 화산 특징 목록

우주선과 지구에 기반을 둔 천문학자들이 Io를 관찰한 결과, 위성에 보이는 폭발의 종류에 대한 차이를 확인하게 되었다.확인된 세 가지 주요 유형으로는 내파테라, 흐름 중심, 폭발 중심 폭발이 있다.지속시간, 방출되는 에너지, 밝기 온도(적외선 영상촬영으로 결정), 용암 흐름의 유형, 화산 구덩이 안에 국한되는지 여부 등에 따라 차이가 있다.[6]

파테라 내 분출

투판 파테라, 화산성 우울증의 예

파테라 내 분출은 파테아라고 알려진 화산성 강하 내에서 발생하는데,[34] 보통 가파른 벽으로 둘러싸인 평평한 바닥을 가지고 있다.파테레는 지상 칼데라를 닮았지만, 지상 사촌처럼 텅 빈 마그마 방이 무너졌을 때 형성되는지 알 수 없다.한 가설은 그것들이 화산 실의 분출에 의해 생성된다는 것을 암시한다. 그 위에 쌓인 물질들은 분출되거나 실에 통합된다.[35]일부 패터리는 화성의 올림푸스 몬스나 지구의 크롤라우에아 꼭대기에 있는 칼데라와 비슷한 다중 붕괴에 대한 증거를 보여주며, 그것들이 가끔 화산 칼데라처럼 형성될 수도 있음을 암시한다.[34]형성 메커니즘이 여전히 불확실하기 때문에, 이러한 특징들에 대한 일반적인 용어는 국제천문연맹에 의해 채택된 라틴어 설명자 용어인 paterae를 사용한다.지구와 화성의 유사한 특징과 달리, 이러한 감소는 일반적으로 실드 화산의 정점에 있지 않고 평균 지름이 41킬로미터(25 mi)로 더 크다.[34]Patera 깊이는 몇 개의 Paterae에서만 측정되었으며 일반적으로 1km를 초과한다.[36]이오에서 가장 큰 화산폭풍은 가로 202km(126mi)의 로키 파테라다.형성 메커니즘이 무엇이든지 간에, 많은 패터리의 형태학과 분포는 그들이 적어도 절반은 단층이나 산으로 경계를 이루면서 구조적으로 통제되고 있다는 것을 암시한다.[34]

용암호 펠레 호수의 야간 열 방출 모습을 보여주는 적외선 이미지

이 분출 스타일은 용암이 흘러서 파테의 바닥이나 용암 호수에 퍼지는 형태를 취할 수 있다.[2][37]갈릴레오가 7번의 근접 플라이비에서 관찰한 것을 제외하고는, 분해능이 불충분하고 유사한 열 방출 특성 때문에, 용암호와 용암 흐름 분출의 차이를 구별하기 어려울 수 있다.2001년 기쉬 바 파테라 화산 폭발과 같은 파테라 내 용암 분출은 이오니아 평야에 퍼져 있는 분출과 마찬가지로 부피가 클 수 있다.[37]카마xtli Patera와 같은 많은 파테아 내에서 흐름과 같은 특징들이 관찰되었는데, 용암 흐름이 주기적으로 바닥을 다시 덮는다는 것을 암시한다.[38]

이오니아 용암 호수는 얇게 굳어진 지각으로 덮인 녹은 용암으로 부분적으로 채워진 퇴적물이다.이 용암호들은 아래에 놓여 있는 마그마 저수지와 직접 연결되어 있다.[39]몇몇 이오니아 용암호에서 열 방출에 대한 관찰 결과, 이오니아 용암호 가장자리를 따라 호수 표면이 부서지면서 생기는 파테라 마진을 따라 용융된 암석이 드러난다.시간이 흐르면서, 굳어진 용암이 아래의 여전히 녹아 있는 마그마보다 밀도가 높기 때문에, 이 지각은 화산의 열 방출 증가를 유발할 수 있다.[40]펠레에 있는 용암호수와 같은 일부 용암호수의 경우, 이러한 현상이 지속적으로 일어나면서 펠레는 Io의 근적외선 스펙트럼에서 가장 밝은 열 방출자 중 하나가 된다.[41]로키 파테라와 같은 다른 사이트에서는 이러한 현상이 삽시간에 일어날 수 있다.이 더 조용해진 용암호에서 일어난 전복 에피소드 동안, 발견되는 지각의 물결은 하루에 약 1킬로미터(0.6 mi)의 속도로 파테라 전체로 퍼져나가고, 호수 전체가 다시 모습을 드러낼 때까지 새로운 지각들이 그 뒤에 형성된다.새로운 지각이 식어서 녹은 용암 위로 더 이상 부글부글 끓지 않을 만큼 두꺼워진 후에야 또 다른 폭발이 시작될 것이다.[42]전복되는 에피소드 동안, 로키는 그것의 껍질이 안정되었을 때보다 열 배 더 많은 열을 방출할 수 있다.[43]

유량 중심의 분출 (프로메테아 화산주의)

컬란 파테라, 흐름 중심의 분화 사례

유량이 지배하는 분출은 광범위하고 복합적인 용암 흐름을 형성하는 장기간의 사건이다.이러한 흐름의 범위는 Io의 주요 지형 유형으로 만든다.이러한 형태의 분출 방식에서 마그마는 파테 바닥의 환풍구, 파테를 둘러싼 환풍구 또는 평원의 틈새에서 표면으로 나타나 하와이의 Khlauea에서 볼 수 있는 것과 유사한 부풀려진 복합 용암 흐름을 생성한다.[38]갈릴레오 우주선에서 나온 이미지들은 프로메테우스와 아미라니에서 나오는 것과 같은 이오의 주요 흐름들 중 많은 것들이 오래된 흐름들 위에 작은 용암 분출물들이 쌓이면서 생성된다는 것을 보여주었다.[38]유량이 지배하는 폭발은 수명에 의한 폭발 위주 폭발과 시간 단위당 에너지 생산량이 낮아진다.[6]용암은 일반적으로 일정한 속도로 분출하며, 유량이 지배하는 분출은 몇 년 또는 몇 십 년 동안 지속될 수 있다.

아미라니와 마수비 이오에서는 300km(190mi) 이상의 활류장이 관측되었다.비교적 활동적이지 않은 Lei-Kung Flatus라는 이름의 유량장은 니카라과보다 약간 큰 면적인 12만 5천 평방 킬로미터(48,000 sq mi) 이상을 차지한다.[44]흐름장의 두께는 갈릴레오에 의해 결정되지 않았지만, 표면의 개별적인 균열은 1m(3ft) 두께일 가능성이 있다.많은 경우, 분출구에서 수십에서 수백 킬로미터 떨어진 곳에서 활성 용암 분출이 표면으로 흘러나오고, 용암 분출과 분출 사이에 적은 양의 열 방출이 관측된다.이는 용암이 용암동굴을 통해 원천배출구에서 분출구로 흐른다는 것을 시사한다.[45]

일반적으로 이러한 분출은 꾸준한 분출 속도를 가지고 있지만, 많은 흐름 중심의 분출 장소에서 용암의 더 큰 발생이 관찰되었다.예를 들어 프로메테우스 유역의 선두 가장자리는 1979년 보이저와 1996년 갈릴레오의 관측 사이에서 75~95km(47~59mi) 이동했다.[46]비록 일반적으로 폭발 위주 폭발로 인해 왜소하지만, 이러한 복합 유동장에서의 평균 유량은 지구의 유사한 현대 용암 흐름에서 관찰되는 것보다 훨씬 더 크다.갈릴레오 임무 수행 중 프로메테우스와 아미라니에서 초당 35-60제곱미터(380–650제곱피트)의 평균 표면 커버율이 관측되었으며, 킬라우에아는 초당 0.6제곱미터(6.5제곱피트)가 관측되었다.[47]

폭발 위주 폭발 (필리아 화산론)

갈릴레오는 1999년 Tvashtar Paterae에서 용암이 흐르거나 분수가 나오는 모습을 그려냈다.

폭발 위주 폭발은 이오의 폭발 스타일 중 가장 두드러진다.지구 기반 검출에서 분출되는 "폭발"이라고 불리기도 하는 이러한 분출은 짧은 지속 시간(주 또는 월에 불과함), 빠른 시작, 큰 체적 유량, 높은 열 방출로 특징지어진다.[48]근적외선에서의 Io의 전체 밝기 증가가 짧고 현저하게 증가한다.Io에서 관측된 가장 강력한 화산 폭발은 2001년 2월 22일 지구에 기반을 둔 천문학자들이 관측한 서트의 "폭발" 화산 폭발이었다.[49]

폭발 위주 폭발은 부분적으로 용해된 이오의 맨틀 안 깊은 곳에서 온 마그마(dike라 불리는 것)의 몸체가 피스처(fissure)로 표면에 도달했을 때 발생한다.이것은 용암 분수의 장관을 연출한다.[50]폭발 폭발이 시작되는 동안, 열 방출은 1-3 μm의 강한 적외선 방사선에 의해 지배된다.그것은 분출원 분출구의 분수 안에서 다량의 노출되고 신선한 용암에 의해 생성된다.[51]1999년 11월과 2007년 2월 Tvashtar에서 분출된 폭발은 더 큰 Tvashtar Patterae 단지 내에 있는 작은 파테라에서 생성된 25 킬로 미터(16 mi) 길이, 1 킬로 미터(0.62 mi) 높이의 용암 "커튼"에 집중되었다.[50][52]

이러한 용암 분수에 다량의 노출된 용암은 연구자들에게 이오니아 라바의 실제 온도를 측정할 수 있는 최고의 기회를 제공했다.표면으로 상승하는 동안 마그마의 과열은 높은 분출 온도의 요인으로 배제할 수 없지만 프리 캄브리아 코마티이트(약 1,600 K 또는 1,300 °C 또는 2,400 °F)와 유사한 초미세 용암 성분을 암시하는 온도는 이러한 분출에서 우세하다.[5]

168일 간격으로 찍은 두 장의 갈릴레오 사진은 1997년 필란 파테라 폭발의 영향을 보여준다.

비록 더 폭발적이고 용암 분출 단계가 며칠에서 일주일 정도밖에 지속되지 않을 수도 있지만, 폭발을 주도하는 폭발은 크고 풍성한 규산염 용암 흐름을 생성하면서 몇 주에서 몇 달 동안 계속될 수 있다.1997년 필란 파테라의 북서쪽 틈새에서 발생한 대규모 폭발로 인해 31 입방 킬로미터(7.4 cu mi) 이상의 신선한 용암이 생성되었다.2+1⁄2-에서 5+1/2-개월의 기간으로, 후에 필란 파테라의 바닥이 물에 잠겼다.[53]갈릴레오의 관측에 따르면 필란의 용암 탐지율은 1997년 폭발 당시 초당 10003000m(1만1000~3만2000mft)로 추정된다.필란 흐름은 프로메테우스와 아미라니의 팽창된 들판에서 관측된 1m(3ft) 두께의 흐름과 비교하여 10m(33ft) 두께인 것으로 밝혀졌다.갈릴레오는 2001년 토르에서 이와 유사하고 빠르게 분출된 용암 흐름을 관찰했다.[2]이러한 유량은 1783년 아이슬란드의 라키 화산 폭발과 지상 홍수 현무암 분출에서 볼 수 있는 것과 비슷하다.[6]

폭발이 지배적인 폭발은 용암 분수의 기체 분출구로 생산되는 큰 화탄성 및 플룸 퇴적물과 같이 폭발 현장 주변에서 극적인 표면 변화를 일으킬 수 있다.[51]1997년 필란 분화로 인해 400km(250mi) 폭의 어둡고 규산염 물질과 밝은 이산화황 매장량이 발생했다.[53]2000년과 2007년의 Tvashtar 분출은 폭 1,200km의 적황과 이산화황 고리를 침전시킨 330km(210mi) 높이의 플룸을 생성했다.[54]이러한 특징들의 극적인 출현에도 불구하고, 지속적인 재공급 없이, 환기구 환경은 종종 (그리아 파테라의 경우) 또는 (필란 파테라의 경우처럼) 몇 개월 동안, 또는 몇 년에 걸쳐서 그들의 사전 침출 외관으로 되돌아간다.[8]

플룸스

8분 이상 소요된 뉴호라이즌스 이미지 5개의 시퀀스, Io의 화산 Tvashtar 화산이 표면에서 330km(210mi)의 물질을 분출하는 모습

1979년 펠레와 로키에서 화산섬이 발견된 것은 이오가 지질학적으로 활발하다는 결정적인 증거를 제공했다.[1]일반적으로 아황산이나 아황산가스와 같은 휘발성 물질이 초당 1km(0.62m/s)에 이르는 속도로 이오의 화산으로부터 하늘 방향으로 분출될 때 깃털이 형성되어 우산 모양의 기체와 먼지 구름을 만든다.화산에서 발견될 수 있는 추가적인 물질은 나트륨, 칼륨, 염소를 포함한다.[55][56]외관상으로는 두드러지지만 화산연기는 비교적 흔치 않다.Io에서 관측된 150여 개의 활화산 중 깃털은 단지 수십 개의 활화산에서만 관측되었다.[7][52]이오의 용암 흐름의 제한된 면적을 보면 이오의 분화 기록을 지우는 데 필요한 리서페이싱의 상당 부분이 플룸 퇴적물에서 나온 것이 틀림없다는 것을 알 수 있다.[8]

1999년 7월 이오 마수비 지역에서 분출된 높이 약 100km의 플룸.

Io에 있는 가장 흔한 유형의 화산 연무는 용암 흐름을 잠식할 때 생성되는 먼지 연무, 즉 프로메테우스 형태의 연무로, 이산화황 서리를 기화시켜 물질을 하늘로 날려 보낸다.[57]프로메테우스형 플럼의 예로는 프로메테우스, 아미라니, 자마마, 마스비 등이 있다.이러한 플럼은 보통 100km(62mi) 미만으로 분출 속도가 초당 0.5km(0.31mi/s) 정도 된다.[58]프로메테우스형 플럼은 먼지가 풍부하고 내심 밀집지역과 상부 캐노피 쇼크존이 있어 우산처럼 보인다.이 깃털들은 종종 밝은 원형 퇴적물을 형성하는데, 반지름은 100~250km(62~155mi)이며 주로 이산화황 서리로 이루어져 있다.프로메테우스형 플럼은 유량이 지배하는 분출에서 자주 발견되며, 이 플룸형이 꽤 오래 지속되도록 돕는다.1979년 보이저 1호가 관측한 프로메테우스형 플럼 6개 중 4개는 갈릴레오 임무 기간 내내, 2007년 뉴호라이즌스도 관측했다.[16][52]먼지 플룸은 지나가는 우주선에 의해 획득된 Io의 햇빛에 비치는 가시광선 이미지에서 분명히 볼 수 있지만, 많은 프로메테우스 타입 플룸은 실신하는 외경 광선을 가지고 있고, 더 큰 펠레 타입 플룸의 높이까지 도달하는 가스가 풍부한 물질들을 가지고 있다.[7]

이오의 가장 큰 깃털인 펠레 타입의 깃털은 화산 분출구나 용암호에서 마그마가 분출하면서 아황산염과 이산화황 가스가 분출되어 규산염화탄성 물질을 운반할 때 생성된다.[7][59]관찰된 몇 안 되는 펠레형 플럼은 대개 폭발 위주 폭발과 관련이 있으며 수명이 짧다.[6]이에 대한 예외는 펠레인데, 펠레는 플룸이 간헐적으로 일어나는 것으로 생각되지만, 오래 지속된 활성 용암호 분출과 관련이 있다.[7]이러한 플럼과 관련된 높은 환기구 온도와 압력은 최대 초당 1km(0.62mi/s)의 분출 속도를 생성하여 300~500km(190~310mi)의 높이에 도달할 수 있다.[58]펠레형 플럼은 펠레에서 보듯이 1,000km(620mi) 폭의 대형 적색 고리를 포함하여 적색(짧은 체인 유황에서)과 흑색(실산염 화쇄에서) 표면 퇴적물을 형성한다.[8]펠레형 플럼의 분출된 유황 성분은 Io의 지각에 황의 양이 과다하고 Io의 암석권의 더 깊은 곳에서 황 용해도가 감소한 결과로 생각된다.[59]그것들은 일반적으로 낮은 먼지 함량으로 인해 프로메테우스형 플럼보다 더 기절하여 어떤 것들은 스텔스 플럼이라고 불리게 된다.이러한 깃털은 Io가 목성의 그림자에 있을 때 획득한 영상이나 자외선으로 찍은 영상에서만 가끔 볼 수 있다.햇빛에 비치는 영상에서 보이는 작은 먼지는 가스가 탄도 궤도의 꼭대기에 도달하면서 황과 이산화황이 응축될 때 발생한다.[7]그렇기 때문에 이러한 플럼은 플룸 발생원에서 먼지가 발생하는 프로메테우스형 플럼에서 볼 수 있는 밀도 높은 중심기둥이 부족한 것이다.펠레형 플럼의 예는 펠레, 티바슈타르, 그리안 등에서 관찰되었다.[7]

참고 항목

참조

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