Io'daki volkanizma - Volcanism on Io
Io Volkanizması bir Jüpiter ay , volkanik, varlığı ile temsil edilir , volkanik çukurlar ve lav ay yüzeyinin üzerine akar. Volkanik aktivitesi 1979'da Voyager 1 görüntüleme bilimcisi Linda Morabito tarafından keşfedildi . Io'nun uzay aracı ( Voyagers , Galileo , Cassini ve New Horizons ) ve Dünya merkezli gökbilimciler tarafından geçen gözlemleri, 150'den fazla aktif volkan ortaya çıkardı. Bu gözlemlere dayanarak 400'e kadar bu tür volkanın var olduğu tahmin edilmektedir. Io'nun volkanizması, uyduyu Güneş Sistemi'nde bilinen şu anda volkanik olarak aktif olan dört dünyadan biri yapar (diğer üçü Dünya , Satürn'ün ayı Enceladus ve Neptün'ün ayı Triton'dur ).
İlk olarak Voyager 1 uçuşundan kısa bir süre önce tahmin edilen , Io'nun volkanizmasının ısı kaynağı , zorunlu yörünge eksantrikliği tarafından üretilen gelgit ısınmasından geliyor . Bu , esas olarak radyoaktif izotop bozunmasından ve ilkel yığılma ısısından türetilen Dünya'nın iç ısınmasından farklıdır . Io'nun eksantrik yörüngesi, Jüpiter'in yörüngesindeki en yakın ve en uzak noktalar arasında uydu üzerindeki yerçekimi çekiminde küçük bir farklılığa yol açarak değişken bir gelgit şişkinliğine neden olur. Io şeklindeki bu değişiklik, iç kısmında sürtünmeli ısınmaya neden olur. Bu gelgit ısıtması olmasaydı, Io , benzer büyüklükte ve kütlede, jeolojik olarak ölü ve çok sayıda çarpma krateriyle kaplı bir dünya olan Ay'a benzer olabilirdi .
Io'nun volkanizması, yüzlerce volkanik merkezin ve geniş lav oluşumlarının oluşumuna yol açarak onu Güneş Sistemi'ndeki volkanik olarak en aktif cisim haline getirdi . Süre, yoğunluk, lav efüzyon hızı ve patlamanın volkanik bir çukur ( patera olarak bilinir ) içinde oluşup oluşmadığına göre farklılık gösteren üç farklı volkanik patlama türü tanımlanmıştır . Lav Io üzerinde akar, onlarca veya yüzlerce kilometre uzunluğunda, öncelikle sahip bazalt de Dünya'da görülen lavların benzer kompozisyon, kalkan volkanlar gibi Kilauea içinde Hawaii . Io'daki lavların çoğu bazalttan oluşsa da, kükürt ve kükürt dioksitten oluşan birkaç lav akıntısı görülmüştür. Ek olarak, yüksek sıcaklıktaki ultramafik silikat lavların püskürmesiyle açıklanabilecek 1.600 K (1.300 °C; 2.400 °F) kadar yüksek patlama sıcaklıkları tespit edildi .
Io'nun kabuğunda ve yüzeyinde önemli miktarlarda kükürtlü maddelerin varlığının bir sonucu olarak, bazı püskürmeler kükürt, kükürt dioksit gazı ve piroklastik malzemeyi 500 kilometreye (310 mil) kadar uzaya iterek büyük, şemsiye şeklinde volkanik üretir. tüyler. Bu malzeme çevredeki araziyi kırmızı, siyah ve/veya beyaza boyar ve Io'nun düzensiz atmosferi ve Jüpiter'in geniş manyetosferi için malzeme sağlar. 1979'dan beri Io tarafından uçan uzay aracı, Io'nun volkanik aktivitesinin bir sonucu olarak çok sayıda yüzey değişikliği gözlemledi.
keşif
Voyager 1'in 5 Mart 1979'da Io ile karşılaşmasından önce , Io'nun Ay gibi ölü bir dünya olduğu düşünülüyordu . Io'yu çevreleyen bir sodyum bulutunun keşfi, uydunun evaporitlerle kaplanacağı teorilerine yol açtı .
1970'lerde yapılan Dünya tabanlı kızılötesi gözlemlerden ortaya çıkacak keşiflerin ipuçları ortaya çıktı . Io Jüpiter'in gölgesindeyken 10 μm'lik bir kızılötesi dalga boyunda yapılan ölçümler sırasında diğer Galilean uydularına kıyasla anormal derecede yüksek bir termal akı keşfedildi . Zamanda, bu ısı akışı, çok daha yüksek olan yüzey atfedilmiştir termal ataleti daha Europa ve Ganymede . Bu sonuçlar, Io'nun diğer Galilean uydularına benzer yüzey özelliklerine sahip olduğunu öne süren 20 μm dalga boylarında alınan ölçümlerden oldukça farklıydı. Robert Nelson ve Bruce Hapke , Io'nun yüzeyinde kısa zincirli kükürt allotropları üretmek için bir mekanizma olarak fumarolik aktivite önererek bu özellikleri Io'nun spektrumunda açıklamaya çalıştılar . O zamandan beri, daha kısa dalga boylarında daha büyük akının, Io'nun yanardağlarından gelen birleşik akı ve güneş ısıtmasından kaynaklandığı, güneşle ısıtmanın daha uzun dalga boylarında akının çok daha büyük bir kısmını sağladığı tespit edilmiştir. 20 Şubat 1978'de Witteborn ve diğerleri tarafından 5 μm'de Io'nun termal emisyonunda keskin bir artış gözlemlendi . Grup, o sırada volkanik aktiviteyi dikkate aldı, bu durumda veriler, 600 K'de (300 °C; 600 °F) 8000 kilometre kare (3.100 sq mi) büyüklüğünde bir bölgeye sığdı. Ancak, yazarlar bu hipotezin olası olmadığını düşündüler ve bunun yerine Io'nun Jüpiter'in manyetosferiyle etkileşiminden kaynaklanan emisyona odaklandılar.
Voyager 1 karşılaşmasından kısa bir süre önce , Stan Peale , Patrick Cassen ve RT Reynolds, Science dergisinde homojen bir karışım yerine farklı kaya türleri ile volkanik olarak değiştirilmiş bir yüzey ve farklı bir iç mekan öngören bir makale yayınladı . Bu tahmini, Jüpiter'in hafif eksantrik yörüngesinin neden olduğu Io üzerindeki değişken gelgit çekişi tarafından üretilen büyük miktarda ısıyı hesaba katan Io'nun iç modellerine dayandırdılar. Hesaplamaları, homojen bir iç yapıya sahip bir Io için üretilen ısı miktarının, yalnızca radyoaktif izotop bozunması tarafından üretilen ısı miktarından üç kat daha fazla olacağını ileri sürdü . Bu etki, farklılaştırılmış bir Io ile daha da büyük olacaktır.
Voyager 1'in Io'nun ilk görüntüleri, çarpma kraterlerinin eksikliğini ortaya çıkardı , bu da çok genç bir yüzey olduğunu düşündürdü. Kraterler, jeologlar tarafından bir gezegen yüzeyinin yaşını tahmin etmek için kullanılır ; çarpma yapılarının sayısı gezegen yüzeyinin yaşıyla birlikte artar. Bunun yerine, Voyager 1 , çarpma kraterlerinin özelliği olan yükseltilmiş kenarlardan yoksun, düzensiz şekilli çöküntülerle işaretlenmiş çok renkli bir yüzey gözlemledi. Voyager 1 ayrıca düşük viskoziteli sıvı ve karasal volkanlara benzemeyen yüksek, izole dağların oluşturduğu akış özelliklerini de gözlemledi. Gözlenen yüzey, tıpkı Peale ve meslektaşlarının teorileştirdiği gibi, Io'nun volkanizma tarafından büyük ölçüde değiştirildiğini gösterdi.
8 Mart 1979'da, Jüpiter'i geçtikten üç gün sonra, Voyager 1 , görev kontrolörlerinin uzay aracının tam yerini belirlemesine yardımcı olmak için Jüpiter'in uydularının görüntülerini aldı, bu süreç optik navigasyon adı verilen bir işlemdi. Io'nun görüntülerini arka plan yıldızlarının görünürlüğünü artırmak için işlemesine rağmen, navigasyon mühendisi Linda Morabito , uzuvları boyunca 300 kilometrelik (190 mil) uzunluğunda bir bulut buldu . İlk başta, bulutun Io'nun arkasında bir ay olduğundan şüphelendi, ancak bu konumda uygun büyüklükte bir vücut olmazdı. Özelliğin, daha sonra Pele olarak adlandırılan karanlık bir çöküntüde aktif volkanizma tarafından üretilen bir tüy olduğu belirlendi . Bu keşfin ardından , Io'nun Voyager görüntülerinde sekiz başka tüy daha bulundu . Bu tüyler daha sonra ateş, volkanlar veya kargaşa ile ilişkili mitolojik tanrılardan sonra seçildi: Loki (iki ayrı tüy), Prometheus , Volund, Amirani , Maui , Marduk ve Masubi . Soğuyan lavın göstergesi olan birden fazla kaynaktan termal emisyon da bulundu. Voyager 2 tarafından elde edilen görüntüler , Aten Patera ve Surt'ta yeni bulut birikintileri de dahil olmak üzere dört ay önce Voyager 1 tarafından çekilen görüntülerle karşılaştırıldığında yüzey değişiklikleri gözlemlendi .
Isı kaynağı
Io'nun ana iç ısı kaynağı, Jüpiter'in yerçekimi tarafından üretilen gelgit kuvvetlerinden gelir . Bu harici ısıtma , radyoaktif izotop bozunması ve yığılmadan kalan ısının bir sonucu olarak, Dünya'daki volkanizma için dahili ısı kaynağından farklıdır . Yeryüzünde, bu iç ısı kaynakları manto konveksiyonunu yönlendirir ve bu da plaka tektoniği yoluyla volkanizmaya neden olur .
Io'nun gelgit ısınması, Jüpiter'den uzaklığına, yörüngesel dış merkezliliğine , iç yapısının bileşimine ve fiziksel durumuna bağlıdır. Onun Laplace yörüngesel rezonans Europa ve Ganymede ile gelen Io içinde Io egzantrikliği ve engeller gelgit dağılımı tutar circularizing yörünge. Eksantriklik, Jüpiter'in yerçekimi çekimi Io'nun yörüngesindeki periapsis ve apoapsis noktaları arasında değişiklik gösterdiğinden, Io'nun gelgit şişkinliğinde 100 metre (330 ft) kadar dikey farklılıklara yol açar . Bu değişken gelgit çekişi aynı zamanda Io'nun iç kısmında önemli gelgit ısınmasına ve erimesine neden olacak kadar sürtünme üretir. İç ısısının çoğunun kabuk yoluyla iletim yoluyla salındığı Dünya'nın aksine, Io'da volkanik aktivite yoluyla iç ısı salınır ve uydunun yüksek ısı akışını oluşturur (küresel toplam: 0,6–1,6 × 10 14 W ). Yörüngesinin modelleri, Io içindeki gelgit ısıtma miktarının zamanla değiştiğini ve mevcut ısı akışının uzun vadeli ortalamayı temsil etmediğini öne sürüyor. Io'nun iç kısmından gözlemlenen ısı salınımı, gelgit ısıtmasından şu anda üretilen miktar için tahminlerden daha büyüktür, bu da Io'nun daha büyük bir esneme periyodundan sonra soğumakta olduğunu gösterir.
Kompozisyon
Voyager görüntülerinin analizi, bilim adamlarını Io üzerindeki lav akıntılarının çoğunlukla çeşitli erimiş elemental kükürt formlarından oluştuğuna inanmaya yöneltti . Akışların renklenmesinin, çeşitli allotroplarına benzer olduğu bulundu . Lav rengindeki ve parlaklığındaki farklılıklar, çok atomlu kükürtün sıcaklığının ve atomlarının paketlenmesi ve bağlanmasının bir fonksiyonudur. Ra Patera'dan yayılan akışların bir analizi , havalandırmadan farklı mesafelerde, tümü sıvı kükürt ile ilişkili farklı renkli malzemeleri ortaya çıkardı: 525 K'de (252 °C; 485 °F) havalandırmaya yakın koyu albedo malzemesi, kırmızı 450 K'de (177 °C; 350 °F) her akışın orta kısmında malzeme ve 425 K'de (152 °C; 305 °F) her akışın en uzak uçlarında turuncu malzeme. Bu renk deseni, merkezi bir havalandırmadan yayılan ve lav ondan uzaklaştıkça soğuyan akışlara karşılık gelir. Ayrıca Loki Patera'da Voyager 1'in Kızılötesi İnterferometre Spektrometresi ve Radyometre (IRIS) cihazı ile alınan termal emisyonun sıcaklık ölçümleri kükürt volkanizması ile tutarlıydı. Bununla birlikte, IRIS cihazı, daha yüksek sıcaklıkların göstergesi olan dalga boylarını tespit edemedi. Bu, silikat volkanizması ile tutarlı sıcaklıkların Voyager tarafından keşfedilmediği anlamına geliyordu . Buna rağmen, Voyager bilim adamları olduğu sonucuna silikatlar , yüksek yoğunluklu ve patera duvarlar boyunca dik yamaçları destekleyecek silikatlar için ihtiyaçtan, Io genç bir görünüm bir rol oynayabilir gerekir. Voyager uçuşlarını takip eden yapısal kanıtlar ile spektral ve sıcaklık verileri arasındaki çelişki , gezegen bilimi camiasında Io'nun lav akışlarının silikattan mı yoksa kükürtlü malzemelerden mi oluştuğuna dair bir tartışmaya yol açtı.
1980'ler ve 1990'lardaki dünya tabanlı kızılötesi çalışmalar, paradigmayı esas olarak kükürt volkanizmasından birinden silikat volkanizmasının baskın olduğu ve kükürtün ikincil bir rol oynadığı bir paradigmaya kaydırdı. 1986'da, Io'nun önde gelen yarımküresindeki parlak bir patlamanın ölçümleri, en az 900 K (600 °C; 1.200 °F) sıcaklıklar ortaya çıkardı. Bu, sülfürün kaynama noktasından (715 K veya 442 °C veya 827 °F) daha yüksektir ve bu, Io'nun lav akışlarının en azından bir kısmı için bir silikat bileşimini gösterir. İki Voyager karşılaşması arasında 1979'daki Surt patlamasında ve Witteborn ve meslektaşları tarafından 1978'de gözlemlenen patlamada da benzer sıcaklıklar gözlendi. Ek olarak, Io üzerindeki silikat lav akışlarının modellenmesi, bunların hızla soğuduklarını ve termal emisyonlarının artmasına neden olduğunu gösterdi. gerçek patlama sıcaklığının yakınında hala erimiş lavlarla kaplı küçük alanların aksine, katılaşmış akışlar gibi daha düşük sıcaklık bileşenlerinin hakimiyetindedir.
Mafik ila ultramafik ( magnezyum açısından zengin) bileşimlere sahip bazaltik lav içeren silikat volkanizması, Galileo uzay aracı tarafından 1990'larda ve 2000'lerde Io'nun sayısız sıcak noktalarının sıcaklık ölçümlerinden, termal emisyonun tespit edildiği konumlardan ve Io'nun spektral ölçümlerinden doğrulandı. karanlık malzeme. Galileo'nun Katı Hal Görüntüleyicisinden (SSI) ve Yakın Kızılötesi Haritalama Spektrometresinden (NIMS) yapılan sıcaklık ölçümleri, en az 1.200 K (900 °C; 1.700 °F) ila maksimum sıcaklık bileşenleri arasında değişen çok sayıda sıcak nokta ortaya çıkardı. 1,600 K (1300 ° C, 2400 ° F), en gibi Pillan Patera boyunca 1997 ilk tahminleri patlama Galileo 2,000 K yaklaşan püskürme sıcaklıkları göstermektedir görevi (1,700 ° C; 3,100 ° F) bu yana olduğu kanıtlanmıştır çünkü sıcaklıkları hesaplamak için yanlış termal modeller kullanıldı. Io'nun karanlık malzemesinin spektral gözlemleri, mafik ve ultramafik bazaltta yaygın olan enstatit , magnezyum açısından zengin silikat mineralleri gibi ortopiroksenlerin varlığını ortaya koydu . Bu karanlık madde volkanik çukurlarda, taze lav akıntılarında ve son zamanlardaki patlayıcı volkanik patlamaları çevreleyen piroklastik tortularda görülür . Lavın ölçülen sıcaklığına ve spektral ölçümlere dayanarak, lavların bir kısmı karasal komatiitlere benzeyebilir . Bir püskürme sırasında yüzeye çıkış sırasında magmanın sıcaklığını artırabilen sıkıştırma aşırı ısınması, bazı yüksek sıcaklık püskürmelerinde de bir faktör olabilir.
Io'nun volkanlarının sıcaklık ölçümleri , Jüpiter'deki Voyager ve Galileo misyonları arasında devam eden kükürt-silikat tartışmasını çözmüş olsa da, Io'da gözlemlenen fenomende kükürt ve kükürt dioksit hala önemli bir rol oynamaktadır. Her iki malzeme de, Io'nun yanardağlarında üretilen tüylerde tespit edilmiştir ve kükürt, Pele tipi tüylerin birincil bileşenidir. Io'da, örneğin Tsũi Goab Fluctus, Emakong Patera ve Balder Patera'da, coşkun kükürt veya kükürt dioksit volkanizmasını düşündüren parlak akışlar tespit edilmiştir.
patlama stilleri
Io'nun uzay aracı ve Dünya merkezli gökbilimciler tarafından yapılan gözlemleri, uyduda görülen patlama türlerindeki farklılıkların belirlenmesine yol açmıştır. Tanımlanan üç ana tip , patera içi , akışın hakim olduğu ve patlamanın hakim olduğu püskürmeleri içerir. Süre, açığa çıkan enerji, parlaklık sıcaklığı (kızılötesi görüntülemeden belirlenir), lav akışının türü ve volkanik çukurlarla sınırlı olup olmadığı açısından farklılık gösterirler.
Patera içi püskürmeler
Patera içi püskürmeler , genellikle dik duvarlarla çevrili düz zeminlere sahip patera olarak bilinen volkanik çöküntülerde meydana gelir . Paterae karasal benzeyen kalderalar ama onlar oluşturmak ister bilinmiyorsa boş magma odası çökmeler, onların karasal kuzenleri gibi. Bir hipotez, bunların volkanik eşiklerin mezardan çıkarılması yoluyla üretildiğini , üstteki malzemenin ya püskürtüldüğünü ya da eşiğin içine entegre edildiğini öne sürüyor . Bazı pateralar , Mars'taki Olympus Mons'un veya Dünya'daki Kīlauea'nın tepesindeki kalderalara benzer şekilde, birden fazla çöküş için kanıt gösterir ve bu, zaman zaman volkanik kalderalar gibi oluşabileceğini düşündürür. Oluşum mekanizması hala belirsiz olduğundan, bu özellikler için genel terim, Uluslararası Astronomi Birliği tarafından onları adlandırırken kullanılan Latince tanımlayıcı terimi kullanır , paterae . Dünya ve Mars'taki benzer özelliklerden farklı olarak, bu çöküntüler genellikle kalkan volkanlarının zirvesinde yer almaz ve ortalama 41 kilometre (25 mil) çapla daha büyüktür. Patera derinlikleri sadece birkaç patera için ölçülmüştür ve tipik olarak 1 km'yi aşmaktadır. Io'daki en büyük volkanik çöküntü , 202 kilometre (126 mil) çapındaki Loki Patera'dır . Oluşum mekanizması ne olursa olsun, birçok patera'nın morfolojisi ve dağılımı, bunların en az yarısı faylar veya dağlarla sınırlandırılarak yapısal olarak kontrol edildiğini göstermektedir.
Bu patlama tarzı, pateraların tabanına yayılan lav akıntıları veya lav gölleri şeklini alabilir . Galileo'nun yedi yakın geçişi sırasında yaptığı gözlemler dışında, yetersiz çözünürlük ve benzer termal emisyon özellikleri nedeniyle bir lav gölü ile bir patera tabanındaki lav akışı püskürmesi arasındaki farkı söylemek zor olabilir. 2001'deki Gish Bar Patera patlaması gibi patera içi lav akıntısı püskürmeleri, İyonya ovalarına yayıldığı görülenler kadar hacimli olabilir. Camaxtli Patera gibi bir dizi patera içinde akış benzeri özellikler de gözlenmiştir , bu da lav akıntılarının periyodik olarak zeminlerini yeniden yüzeye çıkardığını düşündürmektedir.
İyonya lav gölleri, ince katılaşmış bir kabukla kaplanmış kısmen erimiş lavla dolu çöküntülerdir. Bu lav gölleri, aşağıda yer alan bir magma rezervuarına doğrudan bağlıdır. Birkaç İyon lav gölündeki termal emisyon gözlemleri, patera kenarı boyunca, gölün kabuğunun patera kenarı boyunca parçalanmasının neden olduğu parlayan erimiş kayayı ortaya çıkardı. Zamanla, katılaşmış lav aşağıdaki hala erimiş magmadan daha yoğun olduğu için, bu kabuk çökebilir ve yanardağda termal emisyonda bir artışı tetikleyebilir. Pele'deki gibi bazı lav gölleri için bu, sürekli olarak meydana gelir ve Pele'yi Io'daki yakın kızılötesi spektrumda en parlak ısı yayıcılarından biri yapar. Loki Patera gibi diğer sitelerde bu, epizodik olarak gerçekleşebilir. Bu daha sakin lav göllerinde devrilme olayı sırasında, patera boyunca günde yaklaşık 1 kilometre (0,6 mil) oranında bir çöken kabuk dalgası yayılır ve tüm göl yeniden yüzeye çıkana kadar arkasında yeni bir kabuk oluşur. Başka bir patlama, ancak yeni kabuk, erimiş lav üzerinde artık yüzemeyecek kadar soğuduğunda ve kalınlaştığında başlayacaktı. Bir devrilme olayı sırasında Loki, kabuğunun kararlı olduğu duruma göre on kata kadar daha fazla ısı yayabilir.
Akışın hakim olduğu püskürmeler (Promethean Volkanizmi)
Akışın hakim olduğu püskürmeler, kapsamlı, bileşik lav akışları oluşturan uzun ömürlü olaylardır. Bu akışların kapsamı, onları Io'da büyük bir arazi türü yapar. Bu patlama tarzında, magma patera zeminindeki deliklerden, pateraları çevreleyen deliklerden veya ovalardaki çatlaklardan yüzeye çıkar ve Hawaii'deki Kīlauea'da görülenlere benzer şişirilmiş, bileşik lav akışları üretir. Görüntüler Galileo uzay aracı Io büyük akışlarının birçoğu en olduğu gibi ortaya Prometheus ve Amirani , yapı-yukarı yaşlı akışları üzerine lav küçük breakouts tarafından üretilmektedir. Akışın hakim olduğu püskürmeler, uzun ömürleri ve birim zaman başına daha düşük enerji çıktıları ile patlamanın egemen olduğu püskürmelerden farklıdır. Lav genellikle sabit bir hızda püskürür ve akışın hakim olduğu püskürmeler yıllarca veya on yıllarca sürebilir.
Amirani ve Masubi'de Io'da 300 kilometreden (190 mil) uzun aktif akış alanları gözlemlenmiştir. Lei-Kung Fluctus adlı nispeten aktif olmayan bir akış alanı , Nikaragua'dan biraz daha büyük bir alan olan 125.000 kilometrekareden (48.000 sq mi) daha fazlasını kaplar . Akış alanlarının kalınlığı Galileo tarafından belirlenmemiştir, ancak yüzeylerindeki tek tek kırılmaların 1 m (3 ft) kalınlığında olması muhtemeldir. Çoğu durumda, aktif lav patlamaları, kaynak menfezinden onlarca ila yüzlerce kilometre uzaktaki konumlarda yüzeye akar ve patlama ile patlama arasında düşük miktarlarda termal emisyon gözlemlenir. Bu, lavın lav tüplerinden kaynak menfezinden çıkışa aktığını gösterir.
Bu püskürmeler genellikle sabit bir püskürme hızına sahip olsa da, akışın hakim olduğu birçok püskürme bölgesinde daha büyük lav salgınları gözlenmiştir. Örneğin, Prometheus akış alanının ön kenarı, 1979'da Voyager ve 1996'da Galileo tarafından yapılan gözlemler arasında 75 ila 95 kilometre (47 ila 59 mil) hareket etti. Genellikle patlamanın hakim olduğu püskürmeler tarafından gölgede bırakılsa da, bu bileşik akıştaki ortalama akış hızı alanlar, Dünya'daki benzer çağdaş lav akışlarında gözlemlenenden çok daha büyüktür. Galileo görevi sırasında Prometheus ve Amirani'de saniyede 35-60 metrekare (380-650 fit kare) ortalama yüzey kapsama oranları gözlemlendi, Kīlauea'da saniyede 0,6 metrekare (6,5 fit kare) ile karşılaştırıldığında.
Patlamanın egemen olduğu püskürmeler (Pillanian Volkanizmi)
Patlamanın hakim olduğu püskürmeler, Io'nun püskürme stillerinin en belirgin olanlarıdır. Dünya tabanlı tespitlerinden bazen "patlama" püskürmeler olarak adlandırılan bu püskürmeler, kısa süreleri (sadece haftalar veya aylar süren), hızlı başlangıçları, büyük hacimsel akış hızları ve yüksek termal emisyonları ile karakterize edilir. Yakın kızılötesinde Io'nun genel parlaklığında kısa süreli, önemli bir artışa yol açarlar. Io'da gözlemlenen en güçlü volkanik patlama , 22 Şubat 2001'de Dünya merkezli gökbilimciler tarafından Surt'ta gözlemlenen bir "patlama" patlamasıydı .
Patlamanın hakim olduğu püskürmeler, Io'nun kısmen erimiş mantosunun derinliklerinden bir magma kütlesi (bir set olarak adlandırılır ) bir çatlakta yüzeye ulaştığında meydana gelir. Bu, lav çeşmelerinin muhteşem bir görüntüsüyle sonuçlanır . Patlama patlamasının başlangıcında, termal emisyona güçlü, 1–3 μm kızılötesi radyasyon hakimdir . Patlama kaynağı menfezindeki çeşmelerdeki büyük miktarda açıkta kalan taze lav tarafından üretilir. Kasım 1999 ve Şubat 2007'de Tvashtar'daki patlama patlamaları, daha büyük Tvashtar Paterae kompleksi içinde yuvalanmış küçük bir paterada üretilen 25 kilometrelik (16 mil) uzunluğunda, 1 kilometrelik (0.62 mil) uzun lav "perdesi" üzerinde odaklandı.
Bu lav çeşmelerinde açığa çıkan büyük miktarda erimiş lav, araştırmacılara İyon lavlarının gerçek sıcaklıklarını ölçmek için en iyi fırsatı sağladı. Prekambriyen komatiitlerine benzer bir ultramafik lav bileşimini düşündüren sıcaklıklar (yaklaşık 1.600 K veya 1.300 °C veya 2.400 °F) bu tür patlamalarda baskındır, ancak yüzeye çıkış sırasında magmanın aşırı ısınması bir faktör olarak göz ardı edilemez. yüksek patlama sıcaklıkları.
Daha patlayıcı, lav çeşme aşaması sadece birkaç gün ila bir hafta sürebilse de, patlamanın hakim olduğu püskürmeler haftalar ila aylar boyunca devam edebilir ve büyük, hacimli silikat lav akıntıları üretebilir. Bir 1997 yılında büyük bir patlama fissür kuzey-batısında Pillan patera aşkın taze lav fazla 31 metre kilometre (7.4 cu mil) üretti 2+1 ⁄ 2 - ila 5+1 ⁄ 2 aylık süre ve daha sonra Pillan Patera'nın zeminini su bastı. Galileo'nun gözlemleri, Pillan'da 1997 patlaması sırasında saniyede 1.000 ila 3.000 metrekare (11.000 ve 32.000 fit kare) arasında lav kapsama oranları önermektedir. Prometheus ve Amirani'deki şişirilmiş tarlalarda gözlenen 1 m (3 ft) kalınlığındaki akışlara kıyasla Pillan akışının 10 m (33 ft) kalınlığında olduğu bulundu. Benzer hızla yerleşen lavlar tarafından gözlenmiştir Galileo 2001 Böyle akış oranlarında Thor de görülenlere benzer İzlanda 'nın Laki patlaması 1783 yılında ve karasal sel bazalt patlamalar halinde.
Patlamanın hakim olduğu püskürmeler, patlama bölgesi çevresinde, lav çeşmelerinden gaz çıkışı olarak üretilen büyük piroklastik ve tüy birikintileri gibi çarpıcı (ancak genellikle kısa ömürlü) yüzey değişiklikleri üretebilir . 1997 Pillan patlaması, 400 km (250 mil) genişliğinde bir karanlık, silikat malzeme ve parlak kükürt dioksit birikintisi üretti. 2000 ve 2007'deki Tvashtar patlamaları, 1.200 km (750 mil) genişliğinde bir kırmızı kükürt ve kükürt dioksit halkası bırakan 330 km (210 mil) uzunluğunda bir tüy üretti. Bu özelliklerin dramatik görünümüne rağmen, sürekli malzeme ikmali olmaksızın, havalandırma çevresi genellikle aylar (Grian Patera durumunda) veya yıllar (Pillan Patera'da olduğu gibi) boyunca patlama öncesi görünümlerine geri döner.
tüyler
1979'da Pele ve Loki'de volkanik tüylerin keşfi, Io'nun jeolojik olarak aktif olduğuna dair kesin kanıtlar sağladı. Genel olarak, kükürt ve kükürt dioksit gibi uçucu maddeler , Io'nun yanardağlarından saniyede 1 kilometreye (0.62 mil/s) ulaşan hızlarda gökyüzüne doğru fırlatıldığında oluşur ve şemsiye şeklindeki gaz ve toz bulutları oluşturur. Volkanik bulutlarda bulunabilecek ilave maddeler arasında sodyum , potasyum ve klor bulunur . Görünüşte çarpıcı olmasına rağmen, volkanik tüyler nispeten nadirdir. Io'da gözlemlenen 150 kadar aktif yanardağdan sadece birkaç düzinesinde tüyler gözlemlendi. Io'nun lav akışının sınırlı alanı, Io'nun krater kaydını silmek için gereken yüzey yenilemenin çoğunun, tüy birikintilerinden gelmesi gerektiğini gösteriyor.
Io'daki en yaygın volkanik bulut türü, toz bulutları veya Prometheus tipi bulutlardır, lav akıntılarına girerken üretilen, alttaki kükürt dioksit donunu buharlaştırarak malzemeyi gökyüzüne gönderir. Prometheus tipi tüylerin örnekleri arasında Prometheus , Amirani , Zamama ve Masubi bulunur . Bu tüyler genellikle 100 kilometreden (62 mi) daha kısadır ve patlama hızları saniyede 0,5 kilometre (0,31 mi/s) civarındadır. Prometheus tipi tüyler, yoğun bir iç çekirdek ve üst gölgelik şok bölgesi ile toz bakımından zengindir ve onlara şemsiye benzeri bir görünüm verir. Bu tüyler genellikle 100 ila 250 kilometre (62 ve 155 mi) arasında değişen ve esas olarak kükürt dioksit donundan oluşan bir yarıçapa sahip parlak dairesel tortular oluşturur. Prometheus tipi tüyler, akışın hakim olduğu püskürmelerde sıklıkla görülür ve bu tüy tipinin oldukça uzun ömürlü olmasına yardımcı olur. Dört tarafından gözlemlenen altı Prometheus tipi tüyleri dışında Voyager 1 de boyunca gözlenmiştir 1979 yılında Galileo misyon ve tarafından Yeni Ufuklar toz bulutunun açıkça güneşli görülebilir rağmen 2007 yılında görünür ışıkta Io görüntüleri, uzay aracı geçirerek edinilen birçok Prometheus tipi tüyler, daha büyük, Pele tipi tüylerinkine yaklaşan yüksekliklere ulaşan daha soluk, gaz açısından daha zengin malzemeden oluşan bir dış haleye sahiptir.
Io'nun en büyük tüyleri, Pele tipi tüyler, kükürt ve kükürt dioksit gazı volkanik menfezlerde veya lav göllerinde patlayan magmadan yanlarında silikat piroklastik malzeme taşıyan eridiğinde oluşur . Gözlenen birkaç Pele tipi tüy genellikle patlamanın hakim olduğu püskürmelerle ilişkilidir ve kısa ömürlüdür. Bunun istisnası olan Pele tüy aralıklı olduğu düşünülmektedir rağmen, uzun ömürlü aktif lav gölü patlama ile ilişkilidir. Bu tüylerle ilişkili daha yüksek havalandırma sıcaklıkları ve basınçları, saniyede 1 kilometreye (0,62 mi/sn) varan patlama hızları üreterek, 300 ile 500 kilometre (190 ve 310 mi) arasında yüksekliklere ulaşmalarına olanak tanır. Pele tipi tüyler, Pele'de görüldüğü gibi, kırmızı (kısa zincirli kükürtten) ve siyah (silikat piroklastiklerinden) yüzey birikintileri oluşturur; bunlar, Pele'de görüldüğü gibi, 1000 kilometre (620 mil) genişliğinde kırmızı halkalar içerir. Pele tipi tüylerin püsküren kükürtlü bileşenlerinin, Io'nun kabuğundaki aşırı miktarda kükürtün ve Io'nun litosferinde daha büyük derinliklerde kükürt çözünürlüğünün azalmasının sonucu olduğu düşünülmektedir. Düşük toz içeriği nedeniyle genellikle Prometheus tipi tüylerden daha sönüktürler ve bazılarının gizli tüyler olarak adlandırılmasına neden olur. Bu tüyler bazen sadece Io Jüpiter'in gölgesindeyken veya ultraviyole ile çekilen görüntülerde görülür . Güneşli görüntülerde görünen küçük toz, gazlar balistik yörüngelerinin tepesine ulaştığında kükürt ve kükürt dioksit yoğunlaştığında üretilir. Bu nedenle bu tüyler, tüy kaynağında tozun üretildiği Prometheus tipi tüylerde görülen yoğun merkezi sütundan yoksundur. Pele, Tvashtar ve Grian'da Pele tipi tüy örnekleri gözlemlenmiştir.