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木星の衛星イオの火山活動は、表面の火山、火山性ピット、溶岩流の存在によって表される。イオの火山活動は、1979年にボイジャー1号に勤務していた画像科学者のリンダ・モラビトによって発見された。[1]通過する宇宙船と地球ベースの天文学者によるイオの観測により、150を超える活火山が明らかになった。これらの観測に基づくと、2024年現在、最大400のそのような火山が存在すると予測されている。[2]イオの火山活動により、この衛星は太陽系で現在火山または氷火山が活発な世界として知られているわずか4つの世界のうちの1つとなっている（他の3つは地球、土星の衛星エンケラドゥス、海王星の衛星トリトン）。 [アップデート]
ボイジャー1号の接近通過の直前に初めて予測されたように、イオの火山活動の熱源は、強制軌道離心率によって生じる潮汐加熱である。[3]これは、主に放射性同位体の崩壊と原始的な集積熱から生じる地球の内部加熱とは異なる。[4]イオの偏心軌道は、軌道上の最も近い点と最も遠い点の間で木星の重力引力にわずかな差をもたらし、変化する潮汐膨らみを引き起こす。イオの形状のこの変化は、内部で摩擦加熱を引き起こす。この潮汐加熱がなければ、イオは月と同様に、同様のサイズと質量を持ち、地質学的には死んでおり、多数の衝突クレーターで覆われた世界であった可能性がある。[3]
イオの火山活動は、何百もの火山中心と広大な溶岩層の形成につながり、太陽系で最も火山活動が活発な天体となっています。火山噴火には3つの異なるタイプが確認されており、継続時間、強度、溶岩流出速度、および噴火が火山の穴（パテラと呼ばれる）内で発生するかどうかが異なります。イオの溶岩流は数十から数百キロメートルの長さがあり、主に玄武岩の組成で、地球のハワイのキラウエアなどのシールド火山で見られる溶岩に似ています。[5]イオの溶岩のほとんどは玄武岩でできていますが、硫黄と二酸化硫黄を含む溶岩流もいくつか確認されています。さらに、1,600 K（1,300 °C、2,400 °F）もの高温の噴火温度が検出されており、これは高温の超塩基性珪酸塩溶岩の噴火によって説明できます。[6]
イオの地殻と表面には多量の硫黄物質が存在するため、一部の噴火では硫黄、二酸化硫黄ガス、火砕物が最大500キロメートル（310マイル）宇宙空間まで噴き上がり、大きな傘型の火山噴煙を生み出します。[7]この物質は周囲の地形を赤、黒、白に染め、イオの不均一な大気と木星の広大な磁気圏の材料となります。1979年以来イオを通過した宇宙船は、イオの火山活動の結果としての数多くの表面変化を観測しています。[8]
2024年2月3日のフライバイでは、ジュノー探査機によるイオの火山活動と噴煙のさらなる観測が行われた。 [9]
発見
1979年3月5日にボイジャー1号がイオに遭遇する前は、イオは月のように死の世界であると考えられていました。イオの周囲にナトリウムの雲が発見されたことから、この衛星は蒸発岩で覆われているのではないかという説が生まれました。[10]
1970年代に行われた地球ベースの赤外線観測から、今後の発見のヒントが浮かび上がった。イオが木星の影の中にあったときに、10μmの赤外線波長で行われた測定中に、他のガリレオ衛星と比較して異常に高い熱流束が発見された。[ 11 ]当時、この熱流束は、エウロパやガニメデよりも表面の熱慣性がはるかに高いことに起因していた。[12]これらの結果は、イオが他のガリレオ衛星と同様の表面特性を持つことを示唆する波長20μmでの測定とは大きく異なっていた。[11]ロバート・ネルソンとブルース・ハプケは、イオのスペクトルのこれらの特徴を説明しようと、イオの表面で短鎖硫黄同素体を生成するメカニズムとして噴気活動を提案した。[13] : 9 その後、短波長でのより大きなフラックスはイオの火山と太陽熱からの複合フラックスによるものであることが判明したが、長波長では太陽熱がフラックスの大部分を占めている。[14] 1978年2月20日、ウィッテボーンらはイオの5μmでの熱放射の急激な増加を観測した。同グループは当時の火山活動を考慮し、その場合、データはイオの8,000平方キロメートル（3,100平方マイル）の領域に600K（300°C、600°F）で収まるとしていた。しかし、著者らはその仮説はありそうにないと考え、代わりにイオと木星の磁気圏との相互作用による放射に焦点を当てた。[15]
ボイジャー1号の遭遇の直前、スタン・ピール、パトリック・カッセン、RTレイノルズは、サイエンス誌に、火山活動によって表面が改変され、均質な混合物ではなく異なる種類の岩石を持つ分化した内部を予測する論文を発表した。彼らはこの予測を、わずかに偏心した軌道によってイオに生じる木星の変動する潮汐力によって生じる大量の熱を考慮したイオ内部モデルに基づいて行った。彼らの計算によると、均質な内部を持つイオで発生する熱量は、放射性同位体の崩壊のみによって発生する熱量の3倍になるだろう。この効果は分化したイオではさらに大きくなるだろう。[3]
ボイジャー1号が初めて撮影したイオの画像では、衝突クレーターが見られなかったことから、表面が非常に若いことが示唆された。地質学者はクレーターを使って惑星表面の年齢を推定する。衝突構造の数は惑星表面の年齢とともに増加する。その代わりに、ボイジャー1号は衝突クレーターに特徴的な隆起した縁がなく、不規則な形の窪みが点在する多色の表面を観測した。ボイジャー1号はまた、低粘性の流体によって形成された流動特性と、地上の火山とは似ていない高く孤立した山々を観測した。観測された表面は、ピールらが理論づけたように、イオが火山活動によって大きく改変されたことを示唆した。[16]
1979年3月8日、木星を通過してから3日後、ボイジャー1号は、管制官が宇宙船の正確な位置を決定するのを助けるために、光学航法と呼ばれるプロセスで木星の衛星の画像を撮影した。航法技師のリンダ・モラビトは、背景の星の視認性を高めるためにイオの画像を処理することで、その縁に沿って高さ300キロメートル (190マイル) の雲を発見した。[1] 最初、彼女はその雲がイオの背後にある衛星ではないかと疑ったが、その場所には適した大きさの天体はなかったであろう。その特徴は、後にペレと名付けられた暗い窪みでの活火山活動によって生成された噴煙であると判明した。[ 17 ]この発見に続いて、ボイジャーが撮影したイオの画像でさらに8つの噴煙が発見された。[13] : 13 複数の発生源から、溶岩が冷却していることを示す熱放射も発見された。[18]ボイジャー2号が取得した画像を4か月前にボイジャー1号が撮影した画像と比較すると、アテン・パテラとスルトの新たな噴煙堆積物など、表面の変化が観察された。[19]
熱源
イオの内部熱の主な源は、木星の重力によって生じる潮汐力です。 [3]この外部からの熱は、地球の火山活動の内部熱源とは異なります。地球の火山活動は、放射性同位体の崩壊と集積による残留熱によって生じます。[4] [20]地球では、これらの内部熱源がマントル対流を引き起こし、それがプレートテクトニクスを通じて火山活動を引き起こします。[21]
イオの潮汐加熱は、木星からの距離、軌道離心率、内部の組成、物理的状態に依存している。[22]エウロパおよびガニメデとのラプラス軌道共鳴により、イオの離心率は維持され、イオ内部の潮汐消散によって軌道が円形化することが防止されている。離心率により、木星の重力がイオの軌道上の近点と遠点の間で変化するため、イオの潮汐ふくらみの垂直方向の差は最大100メートル（330フィート）になる。この変化する潮汐力によってイオ内部に摩擦も生じ、かなりの潮汐加熱と溶融を引き起こすのに十分である。地球では内部熱のほとんどが地殻を通じた伝導によって放出されるのに対し、イオでは内部熱は火山活動によって放出され、衛星の高い熱流量（全球合計：0.6～1.6 × 10 14 W）を生み出している。イオの軌道モデルは、イオ内の潮汐加熱の量は時間とともに変化し、現在の熱流量は長期平均を代表するものではないことを示唆している。[22]イオ内部から観測された熱放出は、現在潮汐加熱によって生成されている量の推定値よりも大きく、イオが大きな屈曲期間の後に冷却していることを示唆している。[23]
構成
ボイジャーの画像の分析から、科学者たちはイオの溶岩流は主にさまざまな形の溶融した元素硫黄でできていると考えるに至った。[24]溶岩流の色は、さまざまな同素体と似ていることがわかった。溶岩の色と明るさの違いは、多原子硫黄の温度と、その原子のパッキングと結合の関数である。ラ・パテラから放射状に広がる溶岩流の分析により、噴出口からの距離によって、すべて液体硫黄に関連するさまざまな色の物質が明らかになった。噴出口に近い525 K (252 °C; 485 °F) では暗いアルベド物質、各溶岩流の中心部では450 K (177 °C; 350 °F) で赤い物質、各溶岩流の最端では425 K (152 °C; 305 °F) でオレンジ色の物質であった。[24]この色のパターンは、中央の噴出口から放射状に広がる溶岩の流れに対応し、溶岩がそこから遠ざかるにつれて冷却されます。さらに、ボイジャー1号の赤外線干渉分光計および放射計（IRIS）機器によって行われたロキ・パテラでの熱放射の温度測定は、硫黄火山活動と一致していました。[18]しかし、IRIS機器は、より高い温度を示す波長を検出できませんでした。つまり、ケイ酸塩火山活動と一致する温度はボイジャーによって発見されなかったことを意味します。それにもかかわらず、ボイジャーの科学者は、その高密度と、パテラ壁に沿った急斜面を支えるためにケイ酸塩が必要であることから、ケイ酸塩がイオの若々しい外観に役割を果たしているに違いないと推測しました。[25]構造上の証拠とボイジャーのフライバイ後のスペクトルおよび温度データとの間の矛盾は、イオの溶岩流の組成、つまりケイ酸塩物質で構成されているのか、硫黄物質で構成されているのかをめぐって惑星科学コミュニティで議論を引き起こしました。[26]
1980年代と1990年代の地球ベースの赤外線研究では、主に硫黄の火山活動というパラダイムから、珪酸塩火山活動が優勢で硫黄は二次的な役割を果たすというパラダイムに移行しました。[26] 1986年、イオの先端半球での明るい噴火の測定により、少なくとも900 K（600 °C、1,200 °F）の温度が明らかになりました。これは硫黄の沸点（715 Kまたは442 °Cまたは827 °F）よりも高く、イオの溶岩流の少なくとも一部が珪酸塩組成であることを示しています。[27]同様の温度は、1979年のボイジャー2機の遭遇の間に起きたスルト火山の噴火や、1978年にウィッテボーンらが観測した噴火でも観測された。 [15] [28]さらに、イオの珪酸塩溶岩流のモデル化では、溶岩流が急速に冷却され、実際の噴火温度付近でまだ溶融した溶岩で覆われた小さな領域とは対照的に、固化した流れなどの低温成分が熱放射の主な原因となっていることが示唆された。[29]
苦鉄質から超苦鉄質（マグネシウムに富む）の組成を持つ玄武岩質溶岩を含むケイ酸塩火山活動は、 1990年代と2000年代にガリレオ宇宙船によって、イオの多数のホットスポット（熱放射が検出される場所）の温度測定とイオの暗黒物質のスペクトル測定から確認されました。ガリレオの固体撮像装置（SSI）と近赤外線マッピング分光計（NIMS）による温度測定では、1997年のピラン・パテラ噴火のように、少なくとも1,200 K（900 °C、1,700 °F）から最大1,600 K（1,300 °C、2,400 °F）までの高温成分を含む多数のホットスポットが明らかになりました。 [5]ガリレオミッションの過程では、噴火温度が2,000 K（1,700 °C、3,100 °F）に近づくと示唆する最初の推定値[30]が、温度を計算するために間違った熱モデルが使用されたため、その後過大評価であることが判明しました。[5]イオの暗色物質のスペクトル観測から、マグネシウムを多く含むケイ酸塩鉱物で、苦鉄質玄武岩や超苦鉄質玄武岩によく見られるエンスタタイトなどの斜方輝石の存在が示唆された。この暗色物質は、最近の爆発的な火山噴火の周囲の火山ピット、新鮮な溶岩流、火砕堆積物に見られる。 [31]溶岩の測定温度とスペクトル測定に基づくと、溶岩の一部は地球のコマチアイトに類似している可能性がある。[32]噴火中にマグマが地表に上昇する際に温度を上昇させる可能性がある圧縮過熱も、高温の噴火の一部の要因である可能性がある。[5]
イオの火山の温度測定により、木星のボイジャーとガリレオのミッションの間に続いた硫黄対ケイ酸塩論争は決着したが、硫黄と二酸化硫黄はイオで観測される現象において依然として重要な役割を果たしている。イオの火山で発生した噴煙では両方の物質が検出されており、硫黄はペレ型噴煙の主成分である。[33]イオでは、例えばツィーゴアブ・フラクタス、エマコン・パテラ、バルダー・パテラなどで明るい流れが確認されており、これは硫黄または二酸化硫黄の噴出火山活動を示唆している。[34]
噴火のスタイル
宇宙船と地上の天文学者によるイオの観測により、衛星で見られる噴火の種類の違いが特定されました。特定された3つの主な種類は、パテラ内噴火、溶岩流優勢噴火、爆発優勢噴火です。これらは、持続時間、放出されるエネルギー、輝度温度（赤外線画像から決定）、溶岩流の種類、火山のピット内に閉じ込められているかどうかという点で異なります。[6]
膝蓋骨内噴火
パテラ内噴火はパテラエと呼ばれる火山性の窪地内で発生し、[35]一般的には平坦な底部が急峻な壁で囲まれている。パテラエは地上のカルデラに似ているが、地上のカルデラのように空のマグマ溜まりが崩壊して形成されるのかどうかは不明である。1つの仮説では、パテラエは火山の岩床の露出によって生成され、その上にある物質は爆破されるか岩床と一体化すると考えられている。 [36]一部のパテラエは、火星のオリンポス山や地球のキラウエア火山のカルデラと同様に、複数回の崩壊の痕跡が見られ、火山のカルデラのように形成されることもあると示唆されている。[35]形成メカニズムがまだ不明であるため、これらの地形の一般名称には、国際天文学連合が命名に用いたラテン語の記述語であるパテラエが使用されている。地球や火星の同様の地形とは異なり、これらの窪みは一般にシールド火山の頂上には位置しておらず、平均直径が41キロメートル（25マイル）と大きい。[35] パテラの深さは、ほんの数個のパテラでしか測定されておらず、通常は1キロメートルを超えている。[37]イオ島で最大の火山性窪みは、直径202キロメートル（126マイル）のロキ・パテラである。形成メカニズムが何であれ、多くのパテラの形態と分布は、それらが構造的に制御されており、少なくとも半分は断層や山によって境界が定められていることを示唆している。[35]
この噴火様式は、パテラの床全体に広がる溶岩流、または溶岩湖のいずれかの形をとることができる。[38] [39]ガリレオによる7回の接近飛行での観測を除いて、解像度が不十分で熱放射特性が似ているため、パテラの床での溶岩湖と溶岩流の噴火を区別することは難しい場合がある。2001年のギッシュバー・パテラ噴火のようなパテラ内の溶岩流噴火は、イオニア平原全体に広がるのが見られるものと同じくらいの規模になることがある。[39]カマクトゥリ・パテラのようないくつかのパテラ内でも流れのような特徴が観測されており、溶岩流が定期的に床を再表面化していることを示唆している。[40]
イオニアの溶岩湖は、部分的に溶融した溶岩で満たされ、薄い凝固した地殻で覆われた窪地です。これらの溶岩湖は、下にあるマグマ溜まりに直接つながっています。[41]いくつかのイオニアの溶岩湖での熱放射の観測では、パテラの縁に沿って溶岩が光っていることが明らかになりました。これは、パテラの縁に沿って湖の地殻が崩壊したためです。時間が経つにつれて、凝固した溶岩は下にあるまだ溶融しているマグマよりも密度が高いため、この地殻が沈下し、火山の熱放射の増加を引き起こします。[42]ペレの溶岩湖のように、一部の溶岩湖ではこれが継続的に発生し、ペレはイオの近赤外線スペクトルで最も明るい熱放射源の1つになっています。[43]ロキ・パテラなどの他の場所では、これが断続的に発生することがあります。こうした比較的静かな溶岩湖で反転現象が起きると、沈下する地殻の波が1日あたり約1キロメートル（0.6マイル）の速度でパテラ全体に広がり、その背後に新たな地殻が形成され、湖全体が再び表面化する。新たな地殻が十分に冷えて厚くなり、もはや溶岩の上に浮かばなくなると、次の噴火が始まる。[44]反転現象が起きると、ロキは地殻が安定しているときよりも最大10倍の熱を放出することがある。[45]
流体支配型噴火（プロメテウス火山活動）
溶岩流卓越型噴火は、広範囲にわたる複合溶岩流を形成する長期にわたる噴火である。これらの溶岩流の規模から、イオの主要な地形タイプとなっている。このタイプの噴火では、マグマがパテラの底の噴火口、パテラを囲む噴火口、または平原の割れ目から表面に噴出し、ハワイのキラウエアで見られるものに似た膨張した複合溶岩流を形成する。 [40]ガリレオ宇宙船からの画像により、プロメテウスやアミラニのようなイオの主要な溶岩流の多くは、古い溶岩流の上に小さな溶岩の噴出が積み重なって形成されることが明らかになった。[40]溶岩流卓越型噴火は、その持続期間と時間当たりのエネルギー出力が低い点で爆発卓越型噴火と異なる。[6]溶岩は一般に一定の速度で噴出し、溶岩流卓越型噴火は数年から数十年続くことがある。
イオのアミラニとマスビでは、長さ300キロメートル（190マイル）を超える活発な流動場が観測されている。レイクン・フラクタスと呼ばれる比較的活動性の低い流動場は、ニカラグアよりわずかに広い125,000平方キロメートル（48,000平方マイル）を超える面積を覆っている。[46]流動場の厚さはガリレオによって測定されなかったが、その表面にある個々のブレイクアウトは1メートル（3フィート）の厚さである可能性が高い。多くの場合、活発な溶岩のブレイクアウトは、発生源の火口から数十から数百キロメートル離れた場所で地表に流れ出し、そこからブレイクアウトまで少量の熱放射が観測されている。これは、溶岩が発生源の火口からブレイクアウトまで溶岩洞を通って流れることを示唆している。 [47]
これらの噴火は一般的に噴火率が一定であるが、多くの溶岩流が支配的な噴火現場では、より大きな溶岩の噴出が観測されている。例えば、プロメテウス流場の前縁は、1979年のボイジャーによる観測から1996年のガリレオによる観測までの間に、75～95キロメートル（47～59マイル）移動した。[48]爆発が支配的な噴火に比べると一般的には小さいが、これらの複合流場での平均流速は、地球上で同時期に観測される同様の溶岩流よりもはるかに大きい。ガリレオ計画中にプロメテウスとアミラニで観測された平均表面被覆率は毎秒35～60平方メートル（380～650平方フィート）であるのに対し、キラウエアでは毎秒0.6平方メートル（6.5平方フィート）であった。[49]
爆発優位の噴火（ピラニアン火山活動）
爆発を主体とした噴火は、イオの噴火様式の中で最も顕著である。これらの噴火は、地球上での観測から「突発」噴火と呼ばれることもあり、その特徴は、持続期間が短い（数週間または数ヶ月しか続かない）、急速な発生、大きな体積流量、および高い熱放射である。[50]これらは、近赤外線におけるイオの全体的な明るさの、短期間の大幅な増加につながる。イオで観測された最も強力な火山噴火は、2001年2月22日に地球上の天文学者によって観測されたスルトの「突発」噴火である。 [51]
爆発主体の噴火は、イオの部分的に溶けたマントルの奥深くからマグマの塊（岩脈と呼ばれる）が亀裂から地表に到達したときに発生します。その結果、壮観な溶岩の噴出が見られます。[52]爆発噴火の初期には、熱放射は強い1～3μmの赤外線放射によって支配されます。これは、噴火源の噴出孔にある噴出孔内の露出した新鮮な溶岩によって生成されます。[53] 1999年11月と2007年2月のトヴァシュタルの爆発噴火は、より大きなトヴァシュタル・パテラエ複合体内に含まれる小さなパテラで生成された、長さ25キロメートル（16マイル）、高さ1キロメートル（0.62マイル）の溶岩「カーテン」を中心に発生しました。[52] [54]
これらの溶岩噴出源には大量の溶岩が露出しており、研究者にとってイオニア溶岩の実際の温度を測定する絶好の機会となっている。先カンブリア時代の コマチアイトに似た超塩基性溶岩組成を示唆する温度（約1,600 Kまたは1,300 °Cまたは2,400 °F）がこのような噴火で支配的であるが、地表への上昇中にマグマが過熱されることが、噴火時の高温の要因として排除できない。[5]
より爆発的な溶岩噴出段階は数日から1週間しか続かないが、爆発が支配的な噴火は数週間から数ヶ月続くことがあり、大規模で大量の珪酸塩溶岩流を生み出す。1997年にピラン・パテラの北西の割れ目から発生した大噴火では、 2年間にわたって31立方キロメートル（7.4立方マイル）以上の新鮮な溶岩が噴出した。+1 ⁄ 2 - 5まで+1⁄2か月の期間にわたって噴火し、後にピラン・パテラの底を浸水させた。 [55]ガリレオの観測によると、1997年の噴火中、ピランでの溶岩被覆率は毎秒1,000～3,000平方メートル（11,000～32,000平方フィート）であったことが示唆されている。ピランの流れは厚さ10メートル（33フィート）であることが判明したが、プロメテウスとアミラニの膨張したフィールドで観測された厚さ1メートル（3フィート）の流れと比較して大きい。同様の急速に堆積した溶岩流は、2001年にガリレオによってトールで観測された。 [38]このような流速は、1783年のアイスランドのラキ噴火や陸上の洪水玄武岩噴火で見られるものと類似している。 [6]
爆発が支配的な噴火は、溶岩泉からガスが溶出する際に生成される大規模な火砕物や噴煙堆積物など、噴火現場の周囲に劇的な（しかし多くの場合短命な）地表変化を引き起こすことがある。 [53] 1997年のピラン噴火では、幅400 km（250マイル）の暗いケイ酸塩物質と明るい二酸化硫黄の堆積物が生成された。[55] 2000年と2007年のトヴァシュタル噴火では、高さ330 km（210マイル）の噴煙が発生し、幅1,200 km（750マイル）の赤い硫黄と二酸化硫黄のリングが堆積した。[56]これらの特徴の劇的な外観にもかかわらず、物質が継続的に補給されなければ、火口の周囲は数か月（グリアン・パテラの場合）または数年（ピラン・パテラの場合）の期間で噴火前の外観に戻ることが多い。[8]
羽毛
1979年にペレとロキで噴煙が発見され、イオが地質学的に活発であったという決定的な証拠が得られた。[1]一般的に、噴煙は硫黄や二酸化硫黄などの揮発性物質がイオの火山から毎秒1キロメートル（0.62マイル/秒）に達する速度で上空に噴出され、傘状のガスと塵の雲を形成するときに形成される。噴煙に含まれる可能性のあるその他の物質には、ナトリウム、カリウム、塩素などがある。[57] [58]見た目は印象的であるが、噴煙は比較的まれである。イオで観測された約150の活火山のうち、噴煙が観測されたのは数十の火山のみである。[7] [54]イオの溶岩流の面積が限られていることから、イオのクレーター記録を消すために必要な表面の再形成の多くは、噴煙堆積物によるものであると考えられる。[8]
イオで最も一般的なタイプの火山の噴煙は、塵の噴煙、またはプロメテウス型の噴煙であり、侵入する溶岩流が下にある二酸化硫黄の霜を蒸発させ、その物質を空高く吹き飛ばすことで生成される。[59]プロメテウス型の噴煙の例には、プロメテウス、アミラニ、ザママ、マスビなどがある。これらの噴煙は通常、高さが100キロメートル（62マイル）未満で、噴火速度は約0.5キロメートル/秒（0.31マイル/秒）。[60]プロメテウス型の噴煙は塵を多く含み、高密度の内核と上部のキャノピー衝撃波帯があり、傘のような外観をしている。これらの噴煙は、半径100〜250キロメートル（62〜155マイル）の明るい円形の堆積物を形成することが多く、主に二酸化硫黄の霜で構成されています。プロメテウス型の噴煙は、流体が支配的な噴火で頻繁に見られ、このタイプの噴煙の寿命をかなり長くしています。 1979年にボイジャー1号によって観測された6つのプロメテウス型の噴煙のうち4つは、ガリレオミッション全体を通じて、そして2007年にはニューホライズンズによっても観測されました。[17] [54]ダストの噴煙は、通過する宇宙船によって取得されたイオの太陽光に照らされた可視光画像ではっきりと見ることができますが、多くのプロメテウス型の噴煙は、より淡く、よりガスを多く含む物質の外側のハローを持ち、高さはより大きなペレ型の噴煙に近づきます。[7]
イオ最大の噴煙であるペレ型の噴煙は、硫黄と二酸化硫黄のガスが火口や溶岩湖でマグマを噴出する際に、珪酸塩の火砕物を伴って溶け出すことで生成される。[7] [61]これまでに観測された数少ないペレ型の噴煙は、通常、爆発が支配的な噴火と関連しており、短命である。[6]例外はペレで、これは長期にわたる活発な溶岩湖の噴火と関連しているが、噴煙は断続的であると考えられている。[7]これらの噴煙に関連するより高い火口の温度と圧力により、最大毎秒1キロメートル（0.62マイル/秒）の噴火速度が生成され、高さ300〜500キロメートル（190〜310マイル）に達する可能性がある。[60]ペレ型プルームは、ペレで見られるように、幅1,000キロメートル (620マイル) の大きな赤いリングを含む、赤色 (短鎖硫黄由来) と黒色 (珪酸塩火山砕屑物由来) の表面堆積物を形成します。[8]ペレ型プルームの噴出する硫黄成分は、イオの地殻の硫黄の過剰量と、イオのリソスフェアの深部での硫黄の溶解度の低下の結果であると考えられています。[61]塵の含有量が少ないため、プロメテウス型プルームよりも一般に暗く、ステルスプルームと呼ばれるものもあります。これらのプルームは、イオが木星の影にあるときに取得された画像や紫外線で撮影された画像でのみ見られることがあります。太陽光で照らされた画像で見える小さな塵は、ガスが弾道軌道の頂点に達したときに硫黄と二酸化硫黄が凝縮するときに発生します。[7]そのため、これらの噴煙には、噴煙源で塵が発生するプロメテウス型の噴煙に見られる密集した中心柱がありません。ペレ型の噴煙の例は、ペレ、トヴァシュタル、グリアンで観測されています。[7]
ギャラリー
-
イオ、JunoCam で撮影
(2023 年 10 月 15 日)
いくつかの火山 -
イオ、JunoCam で撮影
(2023 年 10 月 15 日)
火山の噴煙
参照
参考文献
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、イオの火山に関連するメディアがあります。
- イオの火山の特徴
- イオ表面変化候補