カロンの地質

カロンの地質学は、冥王星の衛星カロンの表面、地殻、内部の特徴を網羅しています。冥王星の地質学と同様に、 2015年7月14日に冥王星系のニューホライズンズが発見されるまで、カロンの地質学についてはほとんど何もわかっていませんでした。カロンの直径は1,208 km (751 mi)で、冥王星の半分強です。^{[ 1 ]}カロンは、自身の重力で球状に崩壊するほど質量が大きいのです。  

1980年代の冥王星とカロンの相互食により、天文学者は冥王星のスペクトルと、そのペアの合成スペクトルを取得することができました。全体のスペクトルから冥王星のスペクトルを差し引くことで、天文学者は分光法によってカロンの表面組成を決定することができました。カロンの北部地域は炭化水素とソリンで部分的に構成されていますが、低緯度地域では組成がより多様です。^{[ 2 ] [ 3 ]}

2017年にNASAエイムズ研究センターの研究者らは、氷のプレートテクトニクスが過去に発生し、その顕著な地質学的特徴の多くを生み出したことを確認し、プレートの沈み込みの証拠を観測するとともに、マントルの凍結による造山運動の欠如にも言及した。 ^{[ 4 ]}

窒素とメタンの氷で構成されている冥王星の表面とは異なり、カロンの表面は揮発性の低い水の氷が支配的であるように見える。2007年、ジェミニ天文台によるカロン表面のアンモニア水和物と水の結晶のパッチの観測は、活発な低温間欠泉の存在を示唆した。^{[ 5 ] [ 6 ]} 1980年代の冥王星とカロンの相互食により、天文学者は冥王星のスペクトルを取得し、その後、ペアの合成スペクトルを取得することができた。全体のスペクトルから冥王星のスペクトルを差し引くことで、天文学者は分光法によってカロンの表面組成を決定することができた。カロンの北部地域は部分的に炭化水素とソリンで構成されているが、低緯度では組成がより多様である。^{[ 2 ] [ 3 ]}カロンには、大気がほとんどないか、まったくないように見える。

カロンの表面の測光マッピングでは、アルベドに緯度方向の傾向が見られ、明るい赤道帯と暗い極域が示されています。南極域は明らかに北極域よりも暗いです。^{[ 7 ]}北極域は、ニューホライズンズチームによって非公式に「モルドール」と呼ばれた非常に大きな暗い領域が支配的で、 ^{[ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]}後にネバーランド地域と名付けられました。^{[ 11 ]}ネバーランド地域は明らかに赤色です。^{[ 12 ]}しかし、ネバーランドを除けば、ニューホライズンズはカロンに予想外に少ない衝突クレーターしか撮影できず、若い表面を発見しました。これは、カロンが地質学的に活発である可能性が高いことを示しています。^{[ 9 ]}特に、南半球は北半球よりもクレーターが少なく、起伏もかなり少ないことから、過去のある時点で大規模な地表更新イベント（おそらく内部海洋の部分的または完全な凍結によって引き起こされたもの）が発生し、以前のクレーターの多くが除去されたと考えられる。^{[ 13 ]}

カロンの表面にはいくつかの大きな峡谷があり、深さは5～10km  。これらは北東－南西方向に延びている。あるトラフと崖のシステムは1050kmにわたって広がっている 。^{[ 14 ]}そのような地溝帯の1つが幅60kmのセレニティ峡谷である 。その他には、セレニティ峡谷と一直線に並んでベルトを形成しているマクロス峡谷があり、1050km 。​他の名前のチャズマには、タルディス チャズマ、ノストロモ チャズマ、および深さ5 km のアルゴ チャズマ があります。^{[ 12 ]}

カロンの内部構造に関する2つの提案モデル

• ホットスタートモデルの考えられる結果には、2つの異なるレベルのケイ酸塩「微粒子」、つまりミクロンサイズの粒子が含まれる^{[ 18 ]。}
• コールドスタートモデルの考えられる結果^{[ 19 ]}

カロンの体積と質量から密度を計算できます。1.70 ± 0.02  g/cm ³ , ^{[ 12 ]}は冥王星よりわずかに低い値です。したがって、カロンの内部の岩石の割合は冥王星に比べてわずかに低くなっています。この差は、他の多くの衝突衛星の差ほど大きくはありません。

ニューホライズンズのフライバイ後、カロンの表面に発見された多数の特徴は、カロンが分化しており、その歴史の初期には地下海があった可能性さえあることを強く示唆している。カロンの表面で観測された過去の再表面化は、カロンの古代の地下海が表面の大規模な氷噴火を引き起こし、多くの古い特徴を消し去った可能性があることを示している。^{[ 20 ] [ 18 ] [ 21 ]}その結果、カロンの内部の性質について、大きく対立する2つの見解が生じた。いわゆるホットスタートモデルは、カロンの形成が急速で、冥王星との激しい衝突を伴うものであり、コールドスタートモデルは、カロンの形成がより緩やかで、冥王星との衝突はそれほど激しくないものである。

ホットスタートモデルによれば、カロンは急速に集積した（約10 ⁴年）で惑星周円盤から分離し、非常に破壊的な巨大衝突シナリオの結果生じた。この急速な時間スケールにより、形成過程中に集積による熱が放射されなくなり、カロンの外層が部分的に溶融した。しかし、カロンの地殻は完全な分化が起こる溶融率に達しなかったため、凍結時に地殻の一部がケイ酸塩成分を保持した。液体の地下海はカロンの集積中または直後に形成され、凍結するまで約 20 億年間存続し、おそらくバルカン平原の低温火山による表面更新を引き起こした。カロンの核からの放射性熱は、共晶水-アンモニア混合物からなる 2 番目の地下海を、それが凍結する前に溶融させ、おそらくキューブリック山や他の同様の地形の形成を引き起こした。これらの凍結サイクルによりカロンのサイズが20km以上大きくなり 、セレニティ峡谷やオズテラで見られる複雑な地殻構造が形成される可能性がある。^{[ 18 ]}

対照的に、コールドスタートモデルは、カロンの初期の歴史における大きな地下海はカロンの表面の特徴を説明するために必要ではなく、代わりにカロンは形成時に均質でより多孔質であった可能性があると主張している。コールドスタートモデルによれば、放射性熱と蛇紋岩化による熱によってカロンの内部が温まり始めると、カロンの内部の圧縮によって主に引き起こされる収縮期が始まる。形成後約1億～2億年後、地下海が溶けるほどの熱が蓄積され、急速な分化、さらなる収縮、および核岩石の水和につながる。この融解にもかかわらず、カロンには原始的な非晶質水氷の地殻が残る。この期間の後、分化は続くが、核はこれ以上水を吸収できなくなり、カロンのマントルの底で凍結が始まる。この凍結により、カロンの核が圧縮を開始するのに十分な温度になるまで膨張期が続き、最終的な収縮期が始まる。セレニティ・カズマは膨張期に形成された可能性があり、一方、最後の収縮期にはネバーランド・レジオで見られる弓状の隆起が生じた可能性がある。^{[ 19 ]}