stringtranslate.com

Вулканизм на Ио

Ио с двумя фонтанами, вырывающимися с его поверхности, снимок Галилео , июнь 1997 г.

Вулканизм на Ио , спутнике Юпитера , представлен наличием вулканов , вулканических ям и потоков лавы на поверхности. Вулканическая активность Ио была обнаружена в 1979 году Линдой Морабито , ученым-визуалистом, работавшим над Voyager 1. [ 1] Наблюдения за Ио пролетающими космическими аппаратами и наземными астрономами выявили более 150 активных вулканов. По состоянию на 2024 год , на основе этих наблюдений прогнозируется существование до 400 таких вулканов. [2] Вулканизм Ио делает спутник одним из четырех известных в настоящее время вулканически или криовулканически активных миров в Солнечной системе (другие — Земля , луна Сатурна Энцелад и луна Нептуна Тритон .)

Впервые предсказано незадолго до пролета Вояджера-1 , что источником тепла для вулканизма Ио является приливной нагрев, производимый его вынужденным орбитальным эксцентриситетом . [3] Это отличается от внутреннего нагрева Земли , который происходит в основном из-за распада радиоактивных изотопов и первичного тепла аккреции . [4] Эксцентрическая орбита Ио приводит к небольшой разнице в гравитационном притяжении Юпитера к спутнику между его ближайшей и самой дальней точками на его орбите, вызывая переменную приливную выпуклость. Это изменение в форме Ио вызывает фрикционный нагрев в его недрах. Без этого приливного нагрева Ио мог бы быть похож на Луну , мир схожих размеров и массы, геологически мертвый и покрытый многочисленными ударными кратерами. [3]

Вулканизм Ио привел к образованию сотен вулканических центров и обширных лавовых образований, что сделало его самым вулканически активным телом в Солнечной системе . Были выявлены три различных типа вулканических извержений , различающихся по продолжительности, интенсивности, скорости излияния лавы и тому, происходит ли извержение в пределах вулканической ямы (известной как патера ). Потоки лавы на Ио, длиной в десятки или сотни километров, имеют в основном базальтовый состав, похожий на лавы, наблюдаемые на Земле в щитовых вулканах, таких как Килауэа на Гавайях . [5] Хотя большая часть лавы на Ио состоит из базальта, было замечено несколько потоков лавы, состоящих из серы и диоксида серы. Кроме того, были обнаружены температуры извержений до 1600 К (1300 °C; 2400 °F), что можно объяснить извержением высокотемпературных ультраосновных силикатных лав. [6]

В результате присутствия значительного количества сернистых материалов в коре Ио и на его поверхности, некоторые извержения выбрасывают серу, сернистый газ и пирокластический материал на расстояние до 500 километров (310 миль) в космос, создавая большие, зонтикообразные вулканические шлейфы. [7] Этот материал окрашивает окружающую местность в красный, черный и/или белый цвет и обеспечивает материал для пятнистой атмосферы Ио и обширной магнитосферы Юпитера. Космические аппараты, которые пролетали мимо Ио с 1979 года, наблюдали многочисленные изменения поверхности в результате вулканической активности Ио. [8]

Дальнейшие наблюдения за вулканизмом и вулканическими шлейфами на Ио были проведены орбитальным аппаратом Juno во время пролета 3 февраля 2024 года. [9]

Открытие

Изображение активного вулканизма на Ио. Шлейфы Пеле и Локи видны над лимбом и на терминаторе соответственно.

До встречи Вояджера 1 с Ио 5 марта 1979 года, Ио считался мертвым миром, очень похожим на Луну . Открытие облака натрия, окружающего Ио, привело к теориям о том, что спутник может быть покрыт эвапоритами . [10]

Намеки на будущие открытия появились в результате инфракрасных наблюдений с Земли, проведенных в 1970-х годах. Аномально высокий тепловой поток , по сравнению с другими галилеевыми спутниками , был обнаружен во время измерений, проведенных на инфракрасной длине волны 10 мкм , когда Ио находился в тени Юпитера. [11] В то время этот тепловой поток приписывался поверхности, имеющей гораздо более высокую тепловую инерцию, чем у Европы и Ганимеда . [12] Эти результаты значительно отличались от измерений, проведенных на длине волны 20 мкм, которые предполагали, что у Ио были схожие свойства поверхности с другими галилеевыми спутниками. [11] Роберт Нельсон и Брюс Хапке попытались объяснить эти особенности в спектре Ио, предположив фумарольную активность как механизм образования короткоцепочечных аллотропов серы на поверхности Ио. [13] : 9  С тех пор было установлено, что больший поток на более коротких длинах волн был обусловлен объединенным потоком от вулканов Ио и солнечного нагрева, тогда как солнечное нагревание обеспечивает гораздо большую долю потока на более длинных волнах. [14] Резкое увеличение теплового излучения Ио на 5 мкм было обнаружено 20 февраля 1978 года Виттеборном и др. Группа рассматривала вулканическую активность в то время, и в этом случае данные были помещены в область на Ио размером 8000 квадратных километров (3100 квадратных миль) при 600 К (300 °C; 600 °F). Однако авторы посчитали эту гипотезу маловероятной и вместо этого сосредоточились на излучении от взаимодействия Ио с магнитосферой Юпитера. [15]

Незадолго до встречи с Вояджером-1 Стэн Пил , Патрик Кассен и РТ Рейнольдс опубликовали статью в журнале Science, в которой предсказали вулканически измененную поверхность и дифференцированную внутреннюю часть с различными типами пород, а не однородной смесью. Они основывали это предсказание на моделях внутренней части Ио, которые учитывали огромное количество тепла, вырабатываемого изменяющимся приливным притяжением Юпитера к Ио, вызванным его слегка эксцентричной орбитой. Их расчеты показали, что количество тепла, вырабатываемого для Ио с однородной внутренней частью, будет в три раза больше, чем количество тепла, вырабатываемого только за счет распада радиоактивных изотопов . Этот эффект был бы еще больше с дифференцированной Ио. [3]

Наблюдение «Вояджера-1» за Локи Патерой и близлежащими потоками лавы и вулканическими ямами

Первые изображения Ио, полученные Voyager 1 , показали отсутствие ударных кратеров , что говорит об очень молодой поверхности. Кратеры используются геологами для оценки возраста поверхности планеты ; количество ударных структур увеличивается с возрастом поверхности планеты. Вместо этого Voyager 1 наблюдал разноцветную поверхность, испещренную неровными углублениями, на которой отсутствовали приподнятые края, характерные для ударных кратеров. Voyager 1 также наблюдал особенности потока, образованные маловязкой жидкостью, и высокие изолированные горы, которые не напоминали земные вулканы. Наблюдаемая поверхность предполагала, что, как и предполагали Пил и его коллеги, Ио был сильно изменен вулканизмом. [16]

8 марта 1979 года, через три дня после прохождения Юпитера, «Вояджер-1» сделал снимки лун Юпитера, чтобы помочь диспетчерам миссии определить точное местоположение космического корабля, процесс, называемый оптической навигацией. Обрабатывая изображения Ио для улучшения видимости фоновых звезд, инженер по навигации Линда Морабито обнаружила облако высотой 300 километров (190 миль) вдоль его лимба. [1] Сначала она подозревала, что облако является луной позади Ио, но в этом месте не могло быть тела подходящего размера. Было определено, что эта особенность представляет собой шлейф, образованный активным вулканизмом в темной впадине, позже названной Пеле . [17] После этого открытия на снимках Ио, полученных «Вояджером », было обнаружено еще восемь шлейфов . Позднее эти шлейфы были названы в честь мифологических божеств, связанных с огнем, вулканами или хаосом: Локи (два отдельных шлейфа), Прометей , Велунд, Амирани , Мауи , Мардук и Масуби . [13] : 13  Также было обнаружено тепловое излучение из нескольких источников, указывающее на остывающую лаву. [18] Изменения поверхности были обнаружены, когда изображения, полученные Voyager 2, сравнивались с изображениями, полученными четырьмя месяцами ранее Voyager 1 , включая новые отложения плюма в Атен Патере и Сурте . [19]

Источник тепла

Основным источником внутреннего тепла Ио являются приливные силы , создаваемые гравитационным притяжением Юпитера. [3] Этот внешний нагрев отличается от внутреннего источника тепла для вулканизма на Земле, который является результатом распада радиоактивных изотопов и остаточного тепла от аккреции . [4] [20] На Земле эти внутренние источники тепла управляют конвекцией мантии , которая, в свою очередь, вызывает вулканизм посредством тектоники плит . [21]

Приливной нагрев Ио зависит от его расстояния от Юпитера, его орбитального эксцентриситета , состава его внутренних частей и его физического состояния. [22] Его орбитальный резонанс Лапласа с Европой и Ганимедом поддерживает эксцентриситет Ио и не позволяет приливному рассеянию внутри Ио закруглять его орбиту. Эксцентриситет приводит к вертикальным различиям в приливном выступе Ио до 100 метров (330 футов), поскольку гравитационное притяжение Юпитера меняется между точками перицентра и апоцентра на орбите Ио. Это изменяющееся приливное притяжение также создает трение внутри Ио, достаточное для того, чтобы вызвать значительный приливной нагрев и таяние. В отличие от Земли, где большая часть внутреннего тепла выделяется за счет проводимости через кору, на Ио внутреннее тепло выделяется через вулканическую активность и генерирует высокий тепловой поток спутника (общий общий: 0,6–1,6 × 10 14 Вт ). Модели его орбиты предполагают, что количество приливного нагрева внутри Ио меняется со временем, и что текущий тепловой поток не является репрезентативным для долгосрочного среднего значения. [22] Наблюдаемое выделение тепла из недр Ио больше, чем оценки для количества, в настоящее время генерируемого приливным нагревом, что предполагает, что Ио охлаждается после периода большего изгиба. [23]

Состав

Вулканическая активность на Ио; 14 декабря 2022 г. (слева) и 1 марта 2023 г. (справа), снимки Juno
Изображение вулканических ям и потоков лавы около Ра Патеры, полученное с Voyager 1

Анализ изображений Voyager привел ученых к выводу, что потоки лавы на Ио в основном состоят из различных форм расплавленной элементарной серы. [24] Было обнаружено, что окраска потоков похожа на ее различные аллотропы. Различия в цвете и яркости лавы являются функцией температуры многоатомной серы, а также упаковки и связи ее атомов. Анализ потоков, которые исходят из Ра Патеры, выявил разноцветные материалы, все из которых связаны с жидкой серой, на разных расстояниях от жерла: темный альбедный материал вблизи жерла при 525 К (252 °C; 485 °F), красный материал в центральной части каждого потока при 450 К (177 °C; 350 °F) и оранжевый материал на самых дальних концах каждого потока при 425 К (152 °C; 305 °F). [24] Эта цветовая картина соответствует потокам, исходящим из центрального жерла, охлаждающимся по мере удаления от него лавы. Кроме того, измерения температуры теплового излучения в Локи Патере, проведенные с помощью инфракрасного интерферометра-спектрометра и радиометра (IRIS) Вояджера-1, соответствовали серному вулканизму. [18] Однако прибор IRIS не был способен обнаруживать длины волн, указывающие на более высокие температуры. Это означало, что температуры, соответствующие силикатному вулканизму, не были обнаружены Вояджером . Несмотря на это, ученые Вояджера пришли к выводу, что силикаты должны играть роль в молодом облике Ио, исходя из его высокой плотности и необходимости силикатов для поддержки крутых склонов вдоль стен патеры. [25] Противоречие между структурными доказательствами и спектральными и температурными данными после пролетов Вояджера привело к дебатам в планетарном научном сообществе относительно состава лавовых потоков Ио, состояли ли они из силикатных или серных материалов. [26]

Наземные инфракрасные исследования в 1980-х и 1990-х годах изменили парадигму с парадигмы преимущественно серного вулканизма на парадигму, где доминирует силикатный вулканизм, а сера играет второстепенную роль. [26] В 1986 году измерения яркого извержения на ведущем полушарии Ио выявили температуру не менее 900 К (600 °C; 1200 °F). Это выше точки кипения серы (715 К или 442 °C или 827 °F), что указывает на силикатный состав по крайней мере некоторых лавовых потоков Ио. [27] Аналогичные температуры наблюдались также при извержении Сурта в 1979 году между двумя встречами Вояджера , а также при извержении, которое наблюдали Виттеборн и его коллеги в 1978 году. [15] [28] Кроме того, моделирование потоков силикатной лавы на Ио показало, что они быстро остывали, в результате чего в их тепловом излучении доминировали компоненты с более низкой температурой, такие как затвердевшие потоки, в отличие от небольших областей, покрытых все еще расплавленной лавой вблизи фактической температуры извержения. [29]

Карта теплового излучения Ио от Galileo

Силикатный вулканизм, включающий базальтовую лаву с основным и ультраосновным ( богатым магнием ) составом, был подтвержден космическим аппаратом Galileo в 1990-х и 2000-х годах на основе измерений температуры многочисленных горячих точек Ио, мест, где обнаружено тепловое излучение, и спектральных измерений темного вещества Ио. Измерения температуры с помощью твердотельного тепловизора (SSI) и картографического спектрометра ближнего инфракрасного диапазона (NIMS) космического аппарата Galileo выявили многочисленные горячие точки с высокотемпературными компонентами в диапазоне от не менее 1200 К (900 °C; 1700 °F) до максимум 1600 К (1300 °C; 2400 °F), как при извержении Пиллана Патеры в 1997 году [5]. Первоначальные оценки, сделанные в ходе миссии Galileo , предполагавшие, что температура извержения приближается к 2000 К (1700 °C; 3100 °F) [30], с тех пор оказались завышенными, поскольку для расчета температур использовались неправильные тепловые модели. [5] Спектральные наблюдения темного материала Ио предполагают наличие ортопироксенов , таких как энстатит , которые являются богатыми магнием силикатными минералами, распространенными в основных и ультраосновных базальтах. Этот темный материал наблюдается в вулканических ямах, свежих потоках лавы и пирокластических отложениях, окружающих недавние взрывные вулканические извержения. [31] На основании измеренной температуры лавы и спектральных измерений, часть лавы может быть аналогична земным коматиитам . [32] Компрессионный перегрев, который может повысить температуру магмы во время подъема на поверхность во время извержения, также может быть фактором в некоторых извержениях с более высокой температурой. [5]

Хотя измерения температуры вулканов Ио уладили спор «сера против силикатов», который продолжался между миссиями Voyager и Galileo на Юпитере, сера и диоксид серы по-прежнему играют значительную роль в явлениях, наблюдаемых на Ио. Оба материала были обнаружены в шлейфах, образующихся на вулканах Ио, причем сера является основным компонентом шлейфов типа Пеле. [33] На Ио были обнаружены яркие потоки, например, в Tsũi Goab Fluctus, Emakong Patera и Balder Patera, которые указывают на вулканизм изверженной серы или диоксида серы. [34]

Стили извержения

Наблюдения за Ио космическими аппаратами и астрономами с Земли привели к выявлению различий в типах извержений, наблюдаемых на спутнике. Три основных типа, выявленных, включают интрапатеры , потоковые и взрывные извержения. Они различаются по продолжительности, выделяемой энергии, яркостной температуре (определяемой с помощью инфракрасных изображений), типу потока лавы и тому, ограничен ли он вулканическими ямами. [6]

Извержения внутри патер

Тупан Патера , пример вулканической депрессии

Извержения внутри патеры происходят в вулканических впадинах , известных как патеры [35], которые обычно имеют плоские полы, ограниченные крутыми стенами. Патеры напоминают земные кальдеры , но неизвестно, образуются ли они при обрушении пустого магматического очага, как их земные собратья. Одна из гипотез предполагает, что они образуются в результате эксгумации вулканических силлов , при этом лежащий выше материал либо выбрасывается наружу, либо интегрируется в силл. [36] Некоторые патеры демонстрируют свидетельства множественных обрушений, похожие на кальдеры на вершине Олимпа на Марсе или Килауэа на Земле, что позволяет предположить, что они иногда могут образовываться как вулканические кальдеры. [35] Поскольку механизм формирования все еще не определен, общий термин для этих особенностей использует латинский описательный термин, используемый Международным астрономическим союзом для их наименования, патеры . В отличие от подобных особенностей на Земле и Марсе, эти впадины обычно не лежат на вершинах щитовых вулканов и больше, со средним диаметром 41 километр (25 миль). [35] Глубина патер была измерена только для нескольких патер и обычно превышает 1 км. [37] Самая большая вулканическая депрессия на Ио - Локи Патера с 202 километрами (126 миль) в поперечнике. Каким бы ни был механизм формирования, морфология и распределение многих патер предполагают, что они структурно контролируются, и по крайней мере половина из них ограничена разломами или горами. [35]

Инфракрасное изображение, показывающее ночное тепловое излучение лавового озера Пеле.

Этот стиль извержения может принимать форму либо потоков лавы, распространяющихся по дну патер, либо лавовых озер . [38] [39] За исключением наблюдений Галилео во время его семи близких пролетов, может быть трудно определить разницу между лавовым озером и извержением потока лавы на дне патеры из-за недостаточного разрешения и схожих характеристик теплового излучения. Извержения потока лавы внутри патеры, такие как извержение патеры Гиш-Бар в 2001 году, могут быть такими же объемными, как и те, которые наблюдались при распространении по Ионическим равнинам. [39] Потокоподобные особенности также наблюдались в ряде патер, таких как патера Камаштли, что позволяет предположить, что потоки лавы периодически выходят на поверхность их дна. [40]

Ионические лавовые озера — это впадины, частично заполненные расплавленной лавой, покрытые тонкой затвердевшей коркой. Эти лавовые озера напрямую связаны с магматическим резервуаром, лежащим ниже. [41] Наблюдения за тепловым излучением в нескольких ионических лавовых озерах показывают светящуюся расплавленную породу вдоль края патеры, вызванную разрывом коры озера вдоль края патеры. Со временем, поскольку затвердевшая лава плотнее, чем все еще расплавленная магма внизу, эта корка может провалиться, вызвав увеличение теплового излучения на вулкане. [42] Для некоторых лавовых озер, таких как озеро в Пеле, это происходит непрерывно, что делает Пеле одним из самых ярких излучателей тепла в ближнем инфракрасном спектре на Ио. [43] В других местах, таких как Локи Патера, это может происходить эпизодически. Во время опрокидывания в этих более спокойных лавовых озерах волна тонущей коры распространяется по патере со скоростью около 1 километра (0,6 мили) в день, а за ней формируется новая кора, пока все озеро не выйдет на поверхность. Другое извержение начнется только после того, как новая кора остынет и достаточно утолщится, чтобы больше не плавать над расплавленной лавой. [44] Во время опрокидывания Локи может выделять в десять раз больше тепла, чем когда его кора стабильна. [45]

Извержения с преобладанием потоков (прометейский вулканизм)

Патера Куланн, пример извержения с преобладанием потока

Извержения с преобладанием потоков — это долгоживущие события, которые создают обширные, сложные потоки лавы. Масштабы этих потоков делают их основным типом рельефа на Ио. При этом стиле извержения магма выходит на поверхность из отверстий на дне патер, отверстий, окружающих патер, или из трещин на равнинах, создавая раздутые, сложные потоки лавы, похожие на те, что наблюдаются на Килауэа на Гавайях. [40] Снимки с космического корабля Галилео показали, что многие из основных потоков Ио, такие как потоки на Прометее и Амирани , образуются путем наращивания небольших прорывов лавы поверх старых потоков. [40] Извержения с преобладанием потоков отличаются от извержений с преобладанием взрывов своей долговечностью и более низким выходом энергии за единицу времени. [6] Лава извергается с общей постоянной скоростью, а извержения с преобладанием потоков могут длиться годами или десятилетиями.

Активные поля потока длиной более 300 километров (190 миль) наблюдались на Ио в Амирани и Масуби. Относительно неактивное поле потока, названное Лей-Кунг Флюктус, охватывает более 125 000 квадратных километров (48 000 квадратных миль), площадь немного больше, чем Никарагуа . [46] Толщина полей потока не была определена Галилеем, но отдельные прорывы на их поверхности, вероятно, имеют толщину 1 м (3 фута). Во многих случаях активные прорывы лавы выходят на поверхность в местах, расположенных в десятках-сотнях километров от источника-жерла, при этом между ним и прорывом наблюдается небольшое количество теплового излучения. Это говорит о том, что лава течет по лавовым трубкам от источника-жерла до прорыва. [47]

Хотя эти извержения, как правило, имеют постоянную скорость извержения, более крупные выбросы лавы наблюдались во многих местах извержения с преобладанием потоков. Например, передний край поля потока Прометея переместился на 75–95 километров (47–59 миль) между наблюдениями Voyager в 1979 году и Galileo в 1996 году. [48] Хотя в целом он затмевается извержениями с преобладанием взрывов, средняя скорость потока в этих сложных полях потока намного больше, чем наблюдается в аналогичных современных потоках лавы на Земле. Средние скорости покрытия поверхности в 35–60 квадратных метров (380–650 квадратных футов) в секунду наблюдались на Prometheus и Amirani во время миссии Galileo , по сравнению с 0,6 квадратных метров (6,5 квадратных футов) в секунду на Kilauea. [49]

Извержения с преобладанием взрывов (пилланский вулканизм)

Снимки активных потоков лавы и фонтанов в Тваштар Патерае, сделанные Галилеем в 1999 году.

Извержения с преобладанием взрывов являются наиболее выраженными стилями извержений Ио. Эти извержения, иногда называемые «вспышечными» извержениями по их наземным обнаружениям, характеризуются своей короткой продолжительностью (длительностью всего несколько недель или месяцев), быстрым началом, большими объемными скоростями потока и высоким тепловым излучением. [50] Они приводят к кратковременному, значительному увеличению общей яркости Ио в ближнем инфракрасном диапазоне. Самым мощным извержением вулкана, наблюдавшимся на Ио, было «вспышечное» извержение на Сурте , которое наблюдали наземные астрономы 22 февраля 2001 года. [51]

Извержения с преобладанием взрывов происходят, когда тело магмы (называемое дайкой ) из глубины частично расплавленной мантии Ио достигает поверхности в трещине. Это приводит к впечатляющему показу фонтанов лавы . [52] В начале извержения выброса тепловое излучение доминирует за счет сильного инфракрасного излучения 1–3 мкм . Оно производится большим количеством открытой свежей лавы внутри фонтанов в жерле источника извержения. [53] Извержения выброса в Тваштаре в ноябре 1999 года и феврале 2007 года были сосредоточены на 25-километровой (16 миль) длинной, 1-километровой (0,62 мили) высокой лавовой «занавеске», образованной в небольшой патере, вложенной в более крупный комплекс патеров Тваштара. [52] [54]

Большое количество открытой расплавленной лавы в этих лавовых фонтанах предоставило исследователям наилучшую возможность измерить фактические температуры ионических лав. Температуры, указывающие на ультрамафический состав лавы, аналогичный докембрийским коматиитам (около 1600 К или 1300 °C или 2400 °F), доминируют при таких извержениях, хотя перегрев магмы во время подъема на поверхность нельзя исключить как фактор высоких температур извержения. [5]

Два снимка «Галилео» , сделанные с разницей в 168 дней, демонстрирующие последствия извержения вулкана Пиллан-Патера в 1997 году, сопровождавшегося взрывом.

Хотя более взрывная стадия, фонтанирующая лавой, может длиться всего от нескольких дней до недели, извержения с преобладанием взрывов могут продолжаться от нескольких недель до месяцев, производя большие, объемные потоки силикатной лавы. Крупное извержение в 1997 году из трещины к северо-западу от Пиллан Патеры произвело более 31 кубического километра (7,4 кубических миль) свежей лавы за 2+1 ⁄ 2 - до 5+1 ⁄ 2 -месячный период, и позже затопило дно Пиллан Патеры. [55] Наблюдения Галилео предполагают, что скорость покрытия лавой в Пилане составляла от 1000 до 3000 квадратных метров (от 11 000 до 32 000 квадратных футов) в секунду во время извержения 1997 года. Было обнаружено, что поток Пилана имел толщину 10 м (33 фута) по сравнению с потоками толщиной 1 м (3 фута), наблюдаемыми на раздутых полях Прометея и Амирани. Похожие, быстро размещающиеся потоки лавы наблюдались Галилео в Торе в 2001 году. [38] Такие скорости потока аналогичны тем, которые наблюдались при извержении Лаки в Исландии в 1783 году и при наземных извержениях базальтовых потоков. [6]

Извержения с преобладанием взрывов могут вызывать резкие (но часто кратковременные) изменения поверхности вокруг места извержения, такие как крупные пирокластические и шлейфовые отложения, образовавшиеся в результате выделения газа из фонтанов лавы. [53] Извержение Пиллана в 1997 году привело к образованию отложений темного силикатного материала и яркого диоксида серы шириной 400 км (250 миль). [55] Извержения Тваштара в 2000 и 2007 годах привели к образованию шлейфа высотой 330 км (210 миль), который отложил кольцо красной серы и диоксида серы шириной 1200 км (750 миль). [56] Несмотря на драматичный внешний вид этих особенностей, без постоянного пополнения материала окрестности жерла часто возвращаются к своему внешнему виду до извержения в течение нескольких месяцев (в случае Гриан Патеры) или лет (как в Пиллан Патере). [8]

Перья

Последовательность из пяти снимков New Horizons , сделанных в течение восьми минут, на которых запечатлено извержение вулкана Тваштар на Ио на высоте 330 километров (210 миль) над его поверхностью.

Открытие вулканических шлейфов на Пеле и Локи в 1979 году предоставило убедительные доказательства того, что Ио был геологически активным. [1] Обычно шлейфы образуются, когда летучие вещества, такие как сера и диоксид серы, выбрасываются в небо из вулканов Ио со скоростью, достигающей 1 километра в секунду (0,62 мили/с), создавая зонтикообразные облака газа и пыли. Дополнительные материалы, которые могут быть найдены в вулканических шлейфах, включают натрий , калий и хлор . [57] [58] Несмотря на поразительный внешний вид, вулканические шлейфы относительно редки. Из примерно 150 активных вулканов, наблюдаемых на Ио, шлейфы были обнаружены только на паре десятков из них. [7] [54] Ограниченная площадь лавовых потоков Ио предполагает, что большая часть восстановления поверхности, необходимого для стирания кратерной истории Ио, должна исходить от отложений шлейфа. [8]

Шлейф высотой около 100 км, вырвавшийся из региона Масуби на Ио в июле 1999 г.

Наиболее распространенным типом вулканических плюмов на Ио являются пылевые плюмы или плюмы типа Прометея, которые образуются, когда надвигающиеся потоки лавы испаряют лежащий под ними иней диоксида серы, отправляя материал в небо. [59] Примерами плюмов типа Прометея являются Прометей , Амирани , Замама и Масуби . Эти плюмы обычно имеют высоту менее 100 километров (62 мили) со скоростью извержения около 0,5 километра в секунду (0,31 мили/с). [60] Плюмы типа Прометея богаты пылью, с плотным внутренним ядром и верхней ударной зоной купола , что придает им вид зонтика. Эти плюмы часто образуют яркие круглые отложения с радиусом от 100 до 250 километров (от 62 до 155 миль) и состоят в основном из инея диоксида серы. Шлейфы типа Прометея часто наблюдаются при извержениях с преобладанием потока, что делает этот тип шлейфа довольно долгоживущим. Четыре из шести шлейфов типа Прометея, наблюдавшихся Voyager 1 в 1979 году, также наблюдались во время миссии Galileo и New Horizons в 2007 году. [17] [54] Хотя пылевой шлейф можно ясно увидеть на залитых солнцем снимках Ио в видимом свете, полученных пролетающими космическими аппаратами, многие шлейфы типа Прометея имеют внешний ореол более слабого, более богатого газом материала, достигающего высот, приближающихся к высотам более крупных шлейфов типа Пеле. [7]

Крупнейшие плюмы Ио, плюмы типа Пеле, создаются, когда сера и сернистый газ выделяются из извергающейся магмы в вулканических жерлах или лавовых озерах, перенося с собой силикатный пирокластический материал . [7] [61] Несколько наблюдаемых плюмов типа Пеле, как правило, связаны с извержениями, в которых доминируют взрывы, и являются недолговечными. [6] Исключением является Пеле , который связан с длительным активным извержением лавового озера, хотя считается, что плюм является прерывистым. [7] Более высокие температуры и давления в жерле, связанные с этими плюмами, генерируют скорость извержения до 1 километра в секунду (0,62 мили/с), что позволяет им достигать высоты от 300 до 500 километров (190 и 310 миль). [60] Шлейфы типа Пеле образуют красные (из короткоцепочечной серы) и черные (из силикатной пирокластики) поверхностные отложения, включая большие красные кольца шириной 1000 километров (620 миль), как видно на Пеле. [8] Извергаемые сернистые компоненты шлейфов типа Пеле, как полагают, являются результатом избыточного количества серы в коре Ио и снижения растворимости серы на больших глубинах в литосфере Ио . [61] Они, как правило, слабее, чем шлейфы типа Прометея, из-за низкого содержания пыли, из-за чего некоторые из них называют скрытыми шлейфами. Эти шлейфы иногда видны только на снимках, полученных, когда Ио находится в тени Юпитера, или на тех, которые сделаны в ультрафиолете . Небольшая пыль, которая видна на залитых солнцем снимках, образуется, когда сера и диоксид серы конденсируются, когда газы достигают вершины своих баллистических траекторий. [7] Вот почему эти струи не имеют плотной центральной колонны, наблюдаемой в струях типа Прометея, в которых пыль образуется в источнике струи. Примеры струй типа Пеле наблюдались в Пеле, Тваштаре и Гриане. [7]

Галерея

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abc Morabito, LA; et al. (1979). "Открытие в настоящее время активного внеземного вулканизма". Science . 204 (4396): 972. Bibcode :1979Sci...204..972M. doi :10.1126/science.204.4396.972.a. PMID  17800432. S2CID  45693338.
  2. ^ "Спутник Юпитера Ио 'вулканически активен в течение миллиардов лет'". BBC . 20 апреля 2024 г. Получено 31 июля 2024 г.
  3. ^ abcd Peale, SJ; et al. (1979). «Плавление Ио приливным рассеянием». Science . 203 (4383): 892–94. Bibcode :1979Sci...203..892P. doi :10.1126/science.203.4383.892. PMID  17771724. S2CID  21271617.
  4. ^ ab Watson, JM (5 мая 1999 г.). «Некоторые вопросы без ответов». Геологическая служба США . Получено 11 октября 2008 г.
  5. ^ abcde Keszthelyi, L.; et al. (2007). «Новые оценки температур извержений Ио: последствия для внутренних районов». Icarus . 192 (2): 491–502. Bibcode :2007Icar..192..491K. doi :10.1016/j.icarus.2007.07.008.
  6. ^ abcde Уильямс, DA; Хауэлл, RR (2007). "Активный вулканизм: Эффузивные извержения". В Lopes, RMC ; Спенсер, JR (ред.). Io после Галилея . Springer-Praxis. стр. 133–61. ISBN 978-3-540-34681-4.
  7. ^ abcdefg Гейсслер, ЧП; Макмиллан, Монтана (2008). «Наблюдения Галилеем вулканических шлейфов на Ио». Икар . 197 (2): 505–18. Бибкод : 2008Icar..197..505G. дои : 10.1016/j.icarus.2008.05.005.
  8. ^ abcd Geissler, P.; et al. (2004). «Изменения поверхности на Ио во время миссии Galileo». Icarus . 169 (1): 29–64. Bibcode :2004Icar..169...29G. doi :10.1016/j.icarus.2003.09.024.
  9. ^ Миллер, Катрина (6 февраля 2024 г.). «NASA обнаружило признаки двойных вулканических шлейфов на спутнике Юпитера Ио — второй из пары близких пролетов пополняет сокровищницу данных, имеющихся у ученых о вулканическом спутнике Юпитера». The New York Times . Архивировано из оригинала 7 февраля 2024 г. . Получено 7 февраля 2024 г.
  10. ^ Fanale, FP; et al. (1974). «Io: A Surface Evaporite Deposit?». Science . 186 (4167): 922–25. Bibcode : 1974Sci...186..922F. doi : 10.1126/science.186.4167.922. PMID  17730914. S2CID  205532.
  11. ^ ab Morrison, J; Cruikshank, DP (1973). "Тепловые свойства галилеевых спутников". Icarus . 18 (2): 223–36. Bibcode :1973Icar...18..224M. doi :10.1016/0019-1035(73)90207-8.
  12. ^ Хансен, OL (1973). «Десятимикронные наблюдения затмений Ио, Европы и Ганимеда». Icarus . 18 (2): 237–46. Bibcode :1973Icar...18..237H. doi :10.1016/0019-1035(73)90208-X.
  13. ^ ab Davies, Ashley Gerard (2007). Вулканизм на Ио: сравнение с Землей. Соединенное Королевство: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85003-2.
  14. ^ Cruikshank, DP; Nelson, RM (2007). "История исследования Ио". В Lopes, RMC ; Spencer, JR (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. стр. 5–33. ISBN 978-3-540-34681-4.
  15. ^ ab Witteborn, FC; et al. (1979). "Io: Интенсивное осветление вблизи 5 микрометров". Science . 203 (4381): 643–46. Bibcode :1979Sci...203..643W. doi :10.1126/science.203.4381.643. PMID  17813373. S2CID  43128508.
  16. ^ Смит, BA; и др. (1979). «Система Юпитера глазами Вояджера 1». Science . 204 (4396): 951–72. Bibcode :1979Sci...204..951S. doi :10.1126/science.204.4396.951. PMID  17800430. S2CID  33147728.
  17. ^ ab Strom, RG; et al. (1979). "Вулканические извержения на Ио". Nature . 280 (5725): 733–36. Bibcode :1979Natur.280..733S. doi : 10.1038/280733a0 . S2CID  8798702.
  18. ^ ab Hanel, R.; et al. (1979). «Инфракрасные наблюдения системы Юпитера с Вояджера 1». Science . 204 (4396): 972–76. doi :10.1126/science.204.4396.972-a. PMID  17800431. S2CID  43050333.
  19. ^ Смит, BA; и др. (1979). «Галилеевы спутники и Юпитер: результаты научной визуализации Voyager 2». Science . 206 (4421): 927–50. Bibcode :1979Sci...206..927S. doi :10.1126/science.206.4421.927. PMID  17733910. S2CID  22465607.
  20. ^ Turcotte, DL; Schubert, G. (2002). "Химическая геодинамика". Геодинамика (2-е изд.). Cambridge University Press . стр. 410. ISBN 978-0-521-66186-7.
  21. ^ Turcotte, DL; Schubert, G. (2002). "Теплопередача". Геодинамика (2-е изд.). Cambridge University Press. стр. 136. ISBN 978-0-521-66186-7.
  22. ^ ab Moore, WB (2007). "Внутренняя часть Ио". В Lopes, RMC ; Spencer, JR (ред.). Ио после Галилея . Springer-Praxis. стр. 89–108. ISBN 978-3-540-34681-4.
  23. ^ Дэвис, А. (2007). «Ио и Земля: формирование, эволюция и внутренняя структура». Вулканизм на Ио: сравнение с Землей . Cambridge University Press. стр. 53–72. doi :10.1017/CBO9781107279902.007. ISBN 978-0-521-85003-2.
  24. ^ ab Саган, К. (1979). "Сера течет на Ио". Nature . 280 (5725): 750–53. Bibcode : 1979Natur.280..750S. doi : 10.1038/280750a0. S2CID  32086788.
  25. ^ Clow, GD; Carr, MH (1980). "Устойчивость серных склонов на Ио". Icarus . 44 (2): 268–79. Bibcode :1980Icar...44..268C. doi :10.1016/0019-1035(80)90022-6.
  26. ^ ab Spencer, JR; Schneider, NM (1996). «Ио накануне миссии Галилео». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 24 : 125–90. Bibcode : 1996AREPS..24..125S. doi : 10.1146/annurev.earth.24.1.125.
  27. ^ Джонсон, ТВ; и др. (1988). «Ио: доказательства силикатного вулканизма в 1986 году». Science . 242 (4883): 1280–83. Bibcode :1988Sci...242.1280J. doi :10.1126/science.242.4883.1280. PMID  17817074. S2CID  23811832.
  28. ^ Синтон, В. М. и др. (1980). «Ио: наземные наблюдения горячих точек». Science . 210 (4473): 1015–17. Bibcode :1980Sci...210.1015S. doi :10.1126/science.210.4473.1015. PMID  17797493.
  29. ^ Карр, МХ (1986). «Силикатный вулканизм на Ио». Журнал геофизических исследований . 91 : 3521–32. Bibcode : 1986JGR....91.3521C. doi : 10.1029/JB091iB03p03521 .
  30. ^ Дэвис, АГ; и др. (2001). «Термическая сигнатура, стиль извержения и эволюция извержения в Пеле и Пиллане на Ио». J. Geophys. Res . 106 (E12): 33, 079–33, 103. Bibcode :2001JGR...10633079D. doi : 10.1029/2000JE001357 .
  31. ^ Geissler, PE; et al. (1999). «Глобальные вариации цвета на Ио». Icarus . 140 (2): 265–82. Bibcode :1999Icar..140..265G. doi :10.1006/icar.1999.6128.
  32. ^ Williams, DA; et al. (2000). «Аналог коматиита потенциальным ультраосновным материалам на Ио». J. Geophys. Res . 105 (E1): 1671–84. Bibcode :2000JGR...105.1671W. doi : 10.1029/1999JE001157 .
  33. ^ Спенсер, Дж. и др. (2000). «Открытие газообразного S 2 в шлейфе Пеле на Ио». Science . 288 (5469): 1208–10. Bibcode :2000Sci...288.1208S. doi :10.1126/science.288.5469.1208. PMID  10817990.
  34. ^ Уильямс, ДА и др. (2004). «Картографирование области Куланн–Тохил на Ио по данным изображений Галилео». Icarus . 169 (1): 80–97. Bibcode :2004Icar..169...80W. doi :10.1016/j.icarus.2003.08.024.
  35. ^ abcd Радебо, Дж. ; и др. (2001). «Патеры на Ио: новый тип вулканической кальдеры?». J. Geophys. Res . 106 (E12): 33005–33020. Bibcode : 2001JGR...10633005R. doi : 10.1029/2000JE001406.
  36. ^ Кестхейи, Л.; и др. (2004). «Вид на внутреннюю часть Ио после Галилея». Икар . 169 (1): 271–86. Бибкод : 2004Icar..169..271K. дои : 10.1016/j.icarus.2004.01.005.
  37. ^ Шабер, ГГ (1982). «Геология Ио». В Моррисон, Дэвид; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Спутники Юпитера . Издательство Университета Аризоны . С. 556–97. ISBN 978-0-8165-0762-7.
  38. ^ ab Lopes, RMC ; et al. (2004). "Лавовые озера на Ио: наблюдения вулканической активности Ио с Galileo NIMS во время пролетов 2001 года". Icarus . 169 (1): 140–74. Bibcode :2004Icar..169..140L. doi :10.1016/j.icarus.2003.11.013.
  39. ^ ab Perry, JE; et al. (2003). Gish Bar Patera, Io: Geology and Volcanic Activity, 1997–2001 (PDF) . Конференция по лунной и планетарной науке XXXIV. Клир-Лейк-Сити, Техас . Аннотация № 1720.
  40. ^ abc Keszthelyi, L.; et al. (2001). «Визуализация вулканической активности на спутнике Юпитера Ио с помощью Galileo во время миссии Galileo Europa и миссии Galileo Millennium». J. Geophys. Res . 106 (E12): 33025–33052. Bibcode : 2001JGR...10633025K. doi : 10.1029/2000JE001383.
  41. ^ Дэвис, А. (2007). «Эффузивная активность: формы рельефа и эволюция термического излучения». Вулканизм на Ио: сравнение с Землей . Cambridge University Press. стр. 142–52. ISBN 978-0-521-85003-2.
  42. ^ Мэтсон, Д. Л.; и др. (2006). «Ио: Патера Локи как море магмы». J. Geophys. Res . 111 (E9): E09002. Bibcode : 2006JGRE..111.9002M. doi : 10.1029/2006JE002703.
  43. ^ Радебо, Дж . и др. (2004). «Наблюдения и температуры патеры Пеле на Ио по снимкам с космических аппаратов Кассини и Галилео». Icarus . 169 (1): 65–79. Bibcode :2004Icar..169...65R. doi :10.1016/j.icarus.2003.10.019.
  44. ^ Rathbun, JA; Spencer, JR (2006). "Loki, Io: New ground-based observations and a model describe the change from periodic overturn". Geophysical Research Letters . 33 (17): L17201. arXiv : astro-ph/0605240 . Bibcode : 2006GeoRL..3317201R. doi : 10.1029/2006GL026844. S2CID  29626659.
  45. ^ Howell, RR; Lopes, RMC (2007). «Природа вулканической активности в Локи: выводы из данных Galileo NIMS и PPR». Icarus . 186 (2): 448–61. Bibcode :2007Icar..186..448H. doi :10.1016/j.icarus.2006.09.022.
  46. ^ Дэвис, А. (2007). «Взгляд с Галилея». Вулканизм на Ио: сравнение с Землей . Cambridge University Press. стр. 155–77. ISBN 978-0-521-85003-2.
  47. ^ Макьюэн, А.С.; Белтон, М.Дж.; Бренеман, Х.Х.; Фэджентс, С.А.; Гейсслер, П.; и др. (2000). «Галилео на Ио: результаты высокоразрешающей визуализации». Science . 288 (5469): 1193–98. Bibcode :2000Sci...288.1193M. doi :10.1126/science.288.5469.1193. PMID  10817986.
  48. ^ МакИвен, Альфред С.; Кестхейи, Ласло; Гейсслер, Пол; Симонелли, Дэймон П.; Карр, Майкл Х.; и др. (1998). «Активный вулканизм на Ио глазами Галилея SSI». Икар . 135 (1): 181–219. Бибкод : 1998Icar..135..181M. дои : 10.1006/icar.1998.5972 .
  49. ^ Дэвис, А. (2007). «Прометей и Амирани: эффузивная активность и изолированные потоки». Вулканизм на Ио: сравнение с Землей . Cambridge University Press. стр. 208–16. ISBN 978-0-521-85003-2.
  50. ^ Дэвис, А. (2007). «Между Вояджером и Галилеем : 1979-1995». Вулканизм на Ио: сравнение с Землей . Cambridge University Press. стр. 27–38. ISBN 978-0-521-85003-2.
  51. ^ Marchis, F. (2002). «Высокоразрешающая адаптивная оптика Keck для визуализации фиолетовой вулканической активности на Ио». Icarus . 160 (1): 124–31. Bibcode :2002Icar..160..124M. doi :10.1006/icar.2002.6955.
    • «Исключительно яркое извержение на Ио соперничает с крупнейшим в Солнечной системе». Обсерватория Кека (пресс-релиз). 13 ноября 2002 г. Архивировано из оригинала 23 февраля 2007 г. Получено 10 октября 2008 г.
  52. ^ ab Wilson, L.; Head, JW (2001). «Лавовые фонтаны из трещинного извержения Tvashtar Catena 1999 года на Ио: последствия для механизмов размещения даек, скорости извержений и структуры земной коры». J. Geophys. Res . 106 (E12): 32, 997–33, 004. Bibcode : 2001JGR...10632997W. doi : 10.1029/2000JE001323. S2CID  937266.
  53. ^ ab Davies, A. (2007). "Pillan and Tvashtar Paterae: lava fountains and flows". Вулканизм на Ио: сравнение с Землей . Cambridge University Press. стр. 192–207. doi :10.1017/CBO9781107279902.014. ISBN 978-0-521-85003-2.
  54. ^ abc Спенсер, младший; и др. (2007). «Вулканизм Ио глазами New Horizons: крупное извержение вулкана Тваштар». Наука . 318 (5848): 240–43. Бибкод : 2007Sci...318..240S. дои : 10.1126/science.1147621. PMID  17932290. S2CID  36446567.
  55. ^ ab McEwen, AS; et al. (1998). "Высокотемпературный силикатный вулканизм на спутнике Юпитера Ио". Science . 281 (5373): 87–90. Bibcode :1998Sci...281...87M. doi :10.1126/science.281.5373.87. PMID  9651251.
  56. ^ Turtle, EP; et al. (2004). "Последние наблюдения Ио с помощью Galileo SSI: орбиты G28-I33". Icarus . 169 (1): 3–28. Bibcode :2004Icar..169....3T. doi :10.1016/j.icarus.2003.10.014.
  57. ^ Roesler, FL; et al. (1999). "Far-Ultraviolet Imaging Spectroscopy of Io's Atmosphere with HST/STIS". Science . 283 (5400): 353–57. Bibcode :1999Sci...283..353R. doi :10.1126/science.283.5400.353. PMID  9888844.
  58. ^ Гейсслер, ЧП; и др. (1999). «Галилеоизображение атмосферных выбросов с Ио». Наука . 285 (5429): 870–4. Бибкод : 1999Sci...285..870G. дои : 10.1126/science.285.5429.870. ПМИД  10436151.
  59. ^ Милаццо, MP; и др. (2001). «Наблюдения и начальное моделирование взаимодействий лавы и SO2 на Прометее, Ио». J. Geophys. Res . 106 (E12): 33121–33128. Bibcode :2001JGR...10633121M. doi : 10.1029/2000JE001410 .
  60. ^ ab McEwen, AS; Soderblom, LA (1983). «Два класса вулканических выбросов на Ио». Icarus . 55 (2): 197–226. Bibcode :1983Icar...55..191M. doi :10.1016/0019-1035(83)90075-1.
  61. ^ ab Батталья, Стивен М.; Стюарт, Майкл А.; Киффер, Сьюзан В. (июнь 2014 г.). «Теотермальный (сера) цикл Ио — литосфера, выведенная из моделирования растворимости серы в магматическом источнике Пеле». Icarus . 235 : 123–129. Bibcode :2014Icar..235..123B. doi :10.1016/j.icarus.2014.03.019.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Вулканы Ио» .