화산 작용

화산 작용(volcanism),  화산 활동 또는 화산 현상은 고체, 액체, 기체 및 이들의 혼합물이 행성이나 위성과 같은 고체 표면 천체의 표면으로 분출하는 현상이다. 이는 일반적으로 천체 내에서 내부적으로 생성된 열원의 존재로 인해 발생하며, 열은 방사성 붕괴 또는 조석 가열과 같은 다양한 과정을 통해 생성된다. 이 열은 천체 내의 고체 물질을 부분용융시키거나 물질을 기체로 변화시킨다. 이동된 물질은 천체 내부를 통해 상승하여 고체 표면을 뚫고 나올 수 있다.

원인
섬네일|upright=1.75|행성에서 화산 활동이 발생하는 몇 가지 환경을 보여주는 지구의 지질학적 단면도
화산 활동이 발생하려면 맨틀의 온도가 녹는점의 약 절반까지 상승해야 한다. 이 시점에서 맨틀의 점성도는 약 1021 파스칼-초까지 떨어질 것이다. 대규모 용융이 발생하면 점성도는 103 파스칼-초 또는 그 이하로 급격히 떨어지며, 열 전달 속도는 백만 배 증가한다.

화산 활동이 발생하는 이유는 부분적으로 용융된 물질이 생성된 물질보다 이동성이 높고 밀도가 낮아 표면으로 상승할 수 있기 때문이다.

열원
화산 활동에 필요한 열을 생성하는 방법에는 여러 가지가 있다. 외태양계 달의 화산 활동은 주로 조석 가열에 의해 구동된다. 조석 가열은 상호 중력 인력으로 인한 천체의 변형으로 인해 발생하며, 이는 열을 생성한다. 조석 가열은 목성의 위성 이오에서 화산 활동의 원인이다. 지구는 달로부터 조석 가열을 경험하며, 최대 1미터(3피트)까지 변형되지만, 이는 지구 전체 열의 주요 부분을 차지하지 않는다.

행성 형성 과정에서 행성은 미행성의 충돌사건으로 인한 가열을 경험했을 것이며, 이는 공룡 멸종을 초래한 소행성 충돌보다 훨씬 더 거대한 규모였을 것이다. 이 가열은 행성 분화를 촉발하여 행성을 더욱 가열할 수 있다. 천체가 클수록 열을 더 느리게 잃는다. 예를 들어 지구와 같은 큰 천체에서는 이 원시 열이 여전히 천체 내부 열의 많은 부분을 차지하지만, 지구보다 작은 달은 이 열의 대부분을 잃었다.

또 다른 열원은 방사성 붕괴로 인한 방사능 열이다. 알루미늄-26의 붕괴는 행성 배아를 상당히 가열했을 것이지만, 짧은 반감기 (백만 년 미만)로 인해 그 흔적은 오래전에 사라졌다. 일반적인 광물에는 불안정한 동위 원소의 미량 흔적이 있으며, 모든 지구형 행성과 달은 이러한 가열을 일부 경험한다. 외태양계의 얼음 천체들은 밀도가 그리 높지 않고 규산염 물질이 많지 않기 때문에 (방사성 원소는 규산염에 농축된다) 이러한 열을 훨씬 적게 경험한다.

해왕성의 위성 트리톤과 아마도 화성에서는 극저온 간헐천 활동이 일어난다. 열원은 내부가 아닌 외부(태양열)에서 온다.

용융 방법
감압 용융
감압 용융은 천체 깊은 곳에 있는 고체 물질이 위로 상승할 때 발생한다. 물질이 위로 상승하면 압력이 감소하고, 따라서 녹는점도 감소한다. 따라서 주어진 압력과 온도에서 고체인 암석은 온도가 일정하게 유지되더라도 압력, 즉 녹는점이 감소하면 액체가 될 수 있다. 그러나 물의 경우, 압력이 증가하면 0.208 GPa의 압력에 도달할 때까지 녹는점이 감소하며, 그 이후에는 압력과 함께 녹는점이 증가한다.

플럭스 용융
플럭스 용융은 물이나 이산화탄소와 같은 휘발성 물질을 첨가하여 녹는점이 낮아질 때 발생한다. 감압 용융과 마찬가지로 온도 증가가 아닌 녹는점 감소로 인해 발생한다.

저온 마그마 저장소 형성
극저온 화산 활동은 균일한 지하 해양에서 발생하는 대신, 개별적인 액체 저장소에서 발생할 수 있다. 이러한 저장소가 형성되는 첫 번째 방법은 따뜻한 얼음 기둥이 솟아올랐다가 다시 가라앉아 대류를 형성하는 것이다. 유로파에 대한 이러한 영향을 조사하기 위해 개발된 모델은 조석 가열 에너지가 이 기둥에 집중되어 기둥이 옆으로 퍼질 때 얕은 깊이에서 용융이 발생할 수 있음을 발견했다. 다음은 액체로 채워진 균열의 수직 전파에서 수평 전파로의 전환이다. 또 다른 메커니즘은 얼음 표면에서 침투하는 얼음 껍질의 균열의 측면 움직임을 통한 응력 해제로 인한 얼음 가열, 심지어 큰 충돌로 인한 가열도 이러한 저장소를 생성할 수 있다.

용융물의 상승
섬네일|upright=1.75|지구 지각에서 발견되는 화산 활동의 일부 특징

다이어피르
행성체의 물질이 녹기 시작하면, 용융은 특정 고에너지 위치, 예를 들어 결정립계 교차점 및 다른 결정이 반응하여 공융액을 형성하는 곳에서 작은 주머니 형태로 처음 발생하며, 이들은 처음에는 암석 내에 갇혀 서로 분리된 상태로 남아있다. 용융된 물질의 접촉각이 용융물이 결정면을 젖음시키고 결정립계를 따라 흐를 수 있도록 허용하면, 용융된 물질은 더 많은 양으로 축적된다. 반면에 접촉각이 약 60도보다 크면, 모암에서 분리되기 전에 훨씬 더 많은 용융물이 형성되어야 한다. 지구의 암석 연구에 따르면, 뜨거운 암석 내의 용융물은 퍼컬레이션 모델과는 대조적으로, 미정 크기보다 훨씬 큰 주머니와 혈맥으로 빠르게 모인다. 용융물은 원암에서 균일하게 흘러나오는 대신, 작은 흐름을 통해 흘러나와 더 큰 혈맥을 형성한다. 부력의 영향으로 용융물은 상승한다. 다이어피르는 비규산염 천체에서도 형성될 수 있으며, 따뜻한 물질을 표면으로 이동시키는 데 비슷한 역할을 한다.

암맥
암맥은 수직으로 유체로 채워진 균열이며, 역학적인 관점에서 보면 물로 채워진 틈새가 뒤집힌 형태이다. 마그마가 수직 균열로 상승하면, 주변 암석보다 마그마의 밀도가 낮기 때문에 압력이 주변의 밀도가 높은 암석에서보다 덜 급격하게 떨어진다. 마그마와 주변 암석의 평균 압력이 같으면, 암맥 상단에서는 암맥의 압력이 주변 암석보다 높고, 암맥 하단에서는 암석의 압력이 암맥보다 높다. 따라서 마그마는 균열 상단을 위로 밀어 올리지만, 균열 하단은 탄성 반응으로 인해 닫히게 된다 (용수철이 있는 소파에 사람이 앉을 때 옆으로 튀어나오는 것과 유사하다). 결국 꼬리 부분이 너무 좁아져 거의 끊어지고, 더 이상 새로운 마그마가 균열로 상승하지 않게 된다. 균열은 독립적인 마그마 덩어리로 계속 상승한다.

스탠드파이프 모델
이 화산 분출 모델은 마그마가 암석권 내의 단단한 개방형 통로를 통해 상승하여 정역학적 평형 수준에 정착한다고 가정한다. 이 모델은 (새로운 모델이 설명할 수 없는) 서로 가까운 화산의 고도 일치와 같은 관측을 잘 설명하지만, 이로부터 유도된 암석권 두께가 단단한 개방형 통로라는 가정을 유지하기에는 너무 커서 정확할 수 없으며 현재는 신뢰도가 낮다.

극저온 용융물의 상승
용융물이 얕은 지각에 도달할 때까지 자체 부력으로 상승할 수 있는 규산염 화산 활동과는 달리, 극저온 화산 활동에서는 물 (극저온 마그마는 일반적으로 물 기반이다)이 그 위의 얼음보다 밀도가 높다. 극저온 마그마가 표면에 도달할 수 있도록 하는 한 가지 방법은 물의 밀도를 낮춰 부력을 부여하는 것이다. 이는 음의 부력을 역전시키는 다른 화합물의 존재를 통해서나, 이전에 극저온 마그마에 용해되어 있던 가스 기포 (극저온 마그마의 밀도를 낮추는)를 추가함으로써, 또는 얼음 껍질에 밀도를 높이는 물질의 존재를 통해 가능하다. 다른 방법은 유체를 가압하여 음의 부력을 극복하고 표면에 도달하도록 하는 것이다. 지하 해양 위의 얼음 껍질이 두꺼워지면 전체 해양을 가압할 수 있다 (극저온 화산 활동에서 얼어붙은 물이나 염수는 액체 형태보다 밀도가 낮다). 액체 저장소가 부분적으로 얼면, 남아있는 액체는 같은 방식으로 가압된다.

얼음 껍질의 균열이 위로 전파되려면, 그 안에 있는 유체가 양의 부력을 가져야 하거나 외부 응력이 얼음을 뚫고 나갈 만큼 충분히 강해야 한다. 외부 응력에는 위에서 설명한 대로 조석이나 동결로 인한 과압력이 포함될 수 있다.

극저온 화산 용융물의 상승에 대한 또 다른 가능한 메커니즘이 있다. 물이 있는 균열이 해양이나 지하 유체 저장소에 도달하면, 물은 정역학적 평형 수준, 즉 표면까지의 약 90% 지점까지 상승할 것이다. 얼음 껍질에 압축과 인장을 유발하는 조석은 물을 더 위로 펌프질할 수 있다.

1988년 한 논문은 목성의 달인 유로파의 지하 해양에서 위로 전파되는 균열의 가능성을 제안했다. 이 논문은 위로 전파되는 균열이 그 끝에 낮은 압력 영역을 가질 것이며, 이는 물에 용해된 휘발성 물질이 가스로 용출되도록 할 것이라고 제안했다. 얼음 껍질의 탄성적 특성은 균열이 표면에 도달하는 것을 막을 가능성이 높으며, 균열은 대신 닫히면서 가스와 액체를 가둘 것이다. 가스는 부력을 증가시켜 균열이 표면에 도달하도록 할 수 있다.

충돌조차도 마그마의 상승을 촉진하는 조건을 만들 수 있다. 충돌은 지각의 상부 몇 킬로미터를 제거할 수 있으며, 분지와 주변 지형 높이의 차이로 인한 압력 차이는 그렇지 않았다면 표면 아래에 머물렀을 마그마의 분출을 허용할 수 있다. 2011년 한 논문은 충돌 분지의 가장자리에서 마그마 상승이 강화되는 지역이 있을 것이라고 보여주었다.

이러한 메커니즘 중 전부는 아니며, 어쩌면 하나도 특정 천체에서 작동하지 않을 수도 있다.

유형
 규산염 화산 활동 
섬네일|규산염 용암의 높은 초기 온도는 냉각되기 전에 가시광선을 방출한다는 것을 의미한다.
규산염 화산 활동은 규산염 물질이 분출되는 곳에서 발생한다. 지구에서 발견되는 것과 같은 규산염 용암류는 약 1000도 셀시우스에서 응고된다.

 이화산 
섬네일|아제르바이잔 고부스탄의 다슈길 이화산에서 진흙이 분출되는 모습 압력을 받는 유체와 가스가 표면으로 분출하여 진흙을 함께 가져올 때 이화산이 형성된다. 이 압력은 유체 위에 놓인 퇴적물의 무게가 유체를 아래로 눌러 탈출을 막거나, 퇴적물에 갇힌 유체가 더 깊은 퇴적물에서 다른 퇴적물로 이동하거나, 퇴적물 내의 화학 반응으로 인해 발생할 수 있다. 이들은 종종 조용히 분출하지만, 때로는 메테인과 같은 인화성 가스를 분출하기도 한다.

 극저온 화산 활동 
극저온 화산 활동은 휘발성 물질이 어는점 이하의 환경으로 분출하는 것이다. 그 배경에 있는 과정은 규산염 화산 활동과는 다른데, 극저온 마그마(대개 물 기반)가 일반적으로 주변보다 밀도가 높아서 자체 부력으로 상승할 수 없기 때문이다.

 황 
황 용암은 규산염 용암과는 다른 행동을 보인다. 첫째, 황은 약 120도 셀시우스의 낮은 녹는점을 가지고 있다. 또한, 약 175도 셀시우스까지 냉각된 후에는 지구에서 발견되는 것과 같은 규산염 용암과는 달리 점성도를 급격히 잃는다.

용암 유형

마그마가 행성 표면으로 분출하면 용암이라고 불린다. 점성도가 높은 용암은 짧고 뭉툭하며 유리질이 풍부한 흐름을 형성한다. 이들은 일반적으로 물결 모양의 응고된 표면 질감을 가진다.

더 유동적인 용암은 화산학자들이 네 가지 유형으로 분류하는 응고된 표면 질감을 가진다. 베개 용암은 종종 용암이 물과 접촉할 때와 같은 자극으로 인해 용암류가 급격히 냉각될 때 형성된다. 이로 인해 용암 표면이 깨지고, 마그마는 종종 흐름의 전면에 쌓여 베개라고 불리는 구조를 형성하는 자루로 모인다. 아아 용암은 클링커라고 불리는 용암 파편으로 만들어진 거칠고 가시가 있는 표면을 가지고 있다. 블록 용암은 또 다른 유형의 용암으로, 아아 용암보다 덜 들쭉날쭉한 파편을 가진다. 파호이호이 용암은 지구와 아마도 다른 지구형 행성 모두에서 가장 흔한 용암 유형이다. 이 용암은 둔덕, 움푹 들어간 곳, 주름이 있는 부드러운 표면을 가진다.

온화/폭발적 활동

섬네일|upright=1.5|액체 물질(용암)이 분출구에서 부드럽게 흘러나오는 온화하거나 유출성 화산 분출. 이 경우 하와이섬 남동부에서 발생했다.
섬네일|2022년 훙가통가 해저화산 분화의 초기 화산재 기둥과 충격파의 위성 애니메이션. 이 거대한 폭발성 분출은 히로시마에 투하된 원자폭탄보다 수백 배 더 강력했다.
화산 분화는 단순히 물질이 행성 표면으로 쏟아져 나오는 것일 수도 있지만, 일반적으로 고체, 액체, 기체의 복잡한 혼합물이 복잡하게 행동하는 것을 포함한다. 일부 폭발성 분출 유형은 같은 질량의 TNT의 4분의 1에 해당하는 에너지를 방출할 수 있다.

폭발 활동의 원인

휘발성 물질의 용출
지구의 화산 분출은 가스가 풍부한 물질에서 가스가 고갈된 물질로 진행되는 것으로 일관되게 관찰되었지만, 분출은 가스가 풍부한 물질에서 가스가 고갈된 물질로, 또는 그 반대로 여러 번 번갈아 나타날 수 있다. 이는 암맥이 표면을 뚫을 때 방출되는 가스에 의해 암맥 상단의 마그마가 농축된 후, 아래쪽에서 가스가 농축되지 않은 마그마가 뒤따르기 때문으로 설명할 수 있다.

마그마에 용해된 가스가 마그마가 표면에 가까워질 때 분리되는 이유는 온도와 압력이 가스 용해도에 미치는 영향 때문이다. 압력은 가스 용해도를 증가시키고, 용해된 가스가 있는 액체가 감압되면 가스는 액체에서 용출(분리)되는 경향이 있다. 이에 대한 예는 탄산음료 병을 빨리 열 때 일어나는 현상이다. 밀봉이 열리면 압력이 감소하고 이산화탄소 가스 기포가 액체 전체에 나타난다.

유동성 마그마는 조용히 분출한다. 마그마에서 용출된 가스는 표면에 도달하기 전에도 쉽게 빠져나온다. 그러나 점성 마그마에서는 가스가 용출된 후에도 마그마 내에 갇혀 마그마 내부에 기포를 형성한다. 이 기포는 압력 감소로 인해 마그마가 표면에 가까워지면서 커지고, 마그마는 상당히 부풀어 오른다. 이 사실은 이러한 물질을 분출하는 화산이 '폭발'하는 경향을 부여하지만, 폭발과 관련된 압력 증가 대신 화산 분출에서는 압력이 항상 감소한다.

일반적으로 폭발성 극저온 화산 활동은 이전에 극저온 마그마에 용해되어 있던 휘발성 물질의 용출에 의해 유발되며, 이는 아래에 주로 다루는 지구에서 관찰되는 폭발성 규산염 화산 활동과 유사하다.

휘발성 물질에 의한 폭발적 분출의 물리적 현상
규산이 풍부한 마그마는 분출하기 전에 표면 아래에서 냉각된다. 이 과정에서 기포가 마그마에서 용출된다. 마그마가 표면에 가까워지면서 기포의 부피, 따라서 마그마의 부피가 증가한다. 결과적으로 발생하는 압력은 결국 표면을 뚫고 나오며, 압력 방출은 더 많은 가스를 폭발적으로 용출시킨다. 가스는 초당 수백 미터의 속도로 팽창하여 위로 그리고 바깥으로 퍼져나갈 수 있다. 분출이 진행됨에 따라 연쇄 반응이 발생하여 마그마가 점점 더 빠른 속도로 분출된다.

화산재 형성
격렬하게 팽창하는 기체는 마그마를 분산시키고 파열시켜 가스와 마그마의 교질인 화산재를 형성한다. 가스가 팽창하면서 재에서 냉각되면 마그마 파편이 냉각되어 종종 이전 액체 기포의 벽 부분으로 인식할 수 있는 작은 유리 조각을 형성한다. 더 유동적인 마그마에서는 기포 벽이 구형 액체 방울로 재형성될 시간을 가질 수 있다. 교질의 최종 상태는 액체 대 기체의 비율에 크게 의존한다. 가스가 적은 마그마는 작은 공동이 있는 암석으로 냉각되어 기포질 용암이 된다. 가스가 풍부한 마그마는 평균 밀도가 물보다 낮고 거의 맞닿아 있는 공동이 있는 암석으로 냉각되어 경석을 형성한다. 한편, 다른 물질은 가스와 함께 가속되어 화산탄이 될 수 있다. 이들은 엄청난 에너지를 가지고 이동하여 큰 것은 지면에 부딪혔을 때 충돌구를 만들 수 있다.

화산쇄설류
화산 가스와 마그마의 콜로이드는 화산쇄설류라고 불리는 밀도류를 형성할 수 있다. 이는 분출된 물질이 표면으로 다시 떨어질 때 발생한다. 콜로이드는 가스에 의해 어느 정도 유동화되어 퍼질 수 있다. 화산쇄설류는 종종 장애물을 넘을 수 있으며, 인명에 막대한 피해를 입힌다. 화산쇄설류는 지구의 폭발성 화산에서 흔히 볼 수 있는 특징이다. 금성에서도 화산쇄설류가 발견되었는데, 예를 들어 디오네 레지오 화산에서 그러하다.

수증기 분화
압력을 받는 뜨거운 물이 감압될 때 수증기 분화가 발생할 수 있다. 감압은 물의 끓는점을 낮추므로, 감압되면 물이 갑자기 끓는다. 또는 지하수가 갑자기 가열되어 증기로 급변할 때 발생할 수도 있다.
수증기 분화에서 물이 증기로 변하면 음속으로 팽창하며, 원래 부피의 1,700배까지 팽창할 수 있다. 이는 단단한 암석을 부수고 암석 파편을 수백 미터까지 던질 수 있을 만큼 충분하다.

수성 마그마 분출
수성 마그마 분출은 뜨거운 마그마가 물과 접촉하여 폭발을 일으킬 때 발생한다.

클라스레이트 수화물
섬네일|엔셀라두스의 기둥을 도식적으로 표현
폭발성 극저온 화산 활동의 한 메커니즘은 극저온 마그마가 클라스레이트 수화물과 접촉하는 것이다. 클라스레이트 수화물은 따뜻한 온도에 노출되면 쉽게 분해된다. 1982년 한 논문은 따뜻한 상승 마그마와 접촉하는 클라스레이트 수화물의 불안정화 시 압력을 받는 가스 생성물이 표면을 뚫고 폭발을 일으켜 폭발성 극저온 화산 활동을 유발할 가능성을 지적했다.

진공에서의 수증기
얼음 천체의 균열이 표면에 도달하고 상승하는 물 기둥이 대부분의 얼음 천체 표면의 거의 진공 상태에 노출되면, 수증기압이 주변 압력보다 훨씬 높기 때문에 즉시 끓기 시작할 것이다. 뿐만 아니라 물에 용해된 휘발성 물질도 용출될 것이다. 이러한 과정의 조합은 액체 방울과 증기를 방출하여 균열을 따라 상승하여 기둥을 생성할 수 있다. 이는 엔셀라두스의 얼음 기둥의 부분적인 원인으로 생각된다.

발생
지구
지구에서는 지각판이 발산 경계하거나 수렴 경계하는 곳에서 화산이 가장 자주 발견되며, 지구의 판 경계 대부분이 수중이기 때문에 대부분의 화산은 수중에 있다. 예를 들어, 대서양 중앙 해령과 같은 해령은 발산하는 지각판으로 인해 화산이 발생하는 반면, 환태평양 조산대는 수렴하는 지각판으로 인해 화산이 발생한다. 화산은 또한 동아프리카 지구대와 북미의 웰스 그레이-클리어워터 화산지대 및 리오 그란데 지구대와 같이 지각판이 늘어나고 얇아지는 곳에서도 형성될 수 있다. 판 경계에서 벗어난 화산 활동은 지구 깊숙한 곳인 3000킬로미터(1900마일) 깊이의 핵-맨틀 경계에서 상승하는 다이어피르에서 비롯된다고 가정되었다. 이는 열점 화산 활동으로 이어지며, 하와이 열점이 그 예시이다. 화산은 일반적으로 두 지각판이 서로 미끄러지는 곳에서는 생성되지 않는다. 1912-1952년 북반구에서는 이 기간 동안 대규모 분출이 없어 겨울이 더 따뜻했다는 연구 결과가 있다. 이러한 연구는 이러한 분출이 지구 대기 내에 변화를 일으킬 수 있음을 보여준다.

대규모 분출은 화산재와 황산 방울이 태양을 가려 지구의 대류권을 냉각시키면서 대기 온도에 영향을 미칠 수 있다. 역사적으로 대규모 화산 분출 후에는 재앙적인 기근을 초래한 화산 겨울이 뒤따랐다.

달
지구의 달에는 큰 화산이 없고 현재 화산 활동도 없지만, 최근 증거에 따르면 여전히 부분적으로 녹은 핵을 가지고 있을 수도 있다. 그러나 달에는 달의 바다 (달에서 보이는 더 어두운 부분), 달의 계곡 및 달 돔과 같은 많은 화산 지형이 있다.

금성
행성 금성의 표면은 90%가 현무암으로 이루어져 있어 화산 활동이 표면을 형성하는 데 중요한 역할을 했음을 나타낸다. 행성은 약 5억 년 전 대규모 전지구적 재포장 사건을 겪었을 수 있으며, 이는 과학자들이 표면의 충돌 분화구 밀도를 통해 알 수 있다. 용암류는 널리 퍼져 있으며 지구에는 없는 화산 활동 형태도 발생한다. 행성 대기의 변화와 번개 관측은 현재 진행 중인 화산 분출에 기인하지만, 금성이 여전히 화산 활동을 하는지는 확인되지 않았다. 그러나 마젤란 탐사선의 레이더 탐사 결과, 금성에서 가장 높은 화산인 마트 몬스 정상과 북쪽 측면 근처에서 화산재류 형태의 비교적 최근 화산 활동의 증거가 발견되었다. 그러나 이 흐름을 화산재류로 해석하는 것에 대해서는 의문이 제기되었다.

화성
섬네일|upright|화성에 위치한 올림푸스산 (라틴어, "올림푸스산")은 태양계에서 가장 높은 산이다.
화성에는 여러 개의 사화산이 있으며, 그 중 4개는 지구의 어떤 화산보다 훨씬 큰 거대한 순상 화산이다. 여기에는 아르시아 몬스, 아스크라에우스 몬스, 헤카테스 톨루스, 올림푸스산, 그리고 파보니움 몬스가 포함된다. 이 화산들은 수백만 년 동안 활동을 멈췄지만, 유럽 마스 익스프레스 우주선은 화성에서 최근에도 화산 활동이 일어났을 수 있다는 증거를 발견했다.

목성의 위성
이오
목성의 위성 이오는 목성과의 조석 상호작용 때문에 태양계에서 가장 화산 활동이 활발한 천체이다. 이오는 황, 이산화 황, 그리고 규산염 암석을 분출하는 화산으로 덮여 있으며, 그 결과 이오의 표면은 끊임없이 재형성되고 있다. 태양계에서 활발한 활동으로 인해 화산을 쉽게 볼 수 있는 천체는 지구와 이오뿐이다. 이오의 용암은 태양계에서 가장 뜨거운 것으로 알려져 있으며, 온도가 1,800K(1,500°C)를 초과한다. 2001년 2월, 태양계에서 기록된 가장 큰 화산 분출이 이오에서 발생했다.

유로파
유로파, 목성의 갈릴레이 위성 중 가장 작은 위성도 활발한 화산 시스템을 가지고 있는 것으로 보이지만, 그 화산 활동은 전적으로 물의 형태이며, 이 물은 극심하게 추운 표면에서 얼음으로 언다. 이 과정은 극저온 화산 활동으로 알려져 있으며, 태양계의 외행성 위성에서 가장 흔히 나타나는 것으로 보인다.

토성과 해왕성의 위성
1989년 보이저 2호 우주선은 해왕성의 달인 트리톤에서 얼음화산을 관측했고, 2005년 카시니-하위헌스 탐사선은 토성의 달인 엔셀라두스에서 분출하는 얼어붙은 입자 분수 사진을 찍었다. 분출물은 물, 액체 질소, 암모니아, 먼지 또는 메테인 화합물로 구성될 수 있다. 카시니-하위헌스 탐사선은 또한 토성의 위성 타이탄에서 메테인을 뿜어내는 극저온 화산의 증거를 발견했으며, 이는 타이탄 대기에서 발견되는 메테인의 중요한 원천으로 여겨진다. 극저온 화산 활동이 카이퍼 벨트 천체 콰오아에서도 존재할 수 있다는 이론이 제기되었다.

외계 행성
2009년에 경유법으로 감지된 외계 행성 COROT-7b에 대한 2010년 연구는 행성과 매우 가까운 모항성 및 이웃 행성으로부터의 조석 가열이 이오에서 발견되는 것과 유사한 강렬한 화산 활동을 생성할 수 있음을 시사했다.

 같이 보기 

 29P/슈바스만-바흐만
 4 베스타
 양극성 화산 활동
 외계의 액체 물
 분기공 (화산학)
 기체 법칙
 세레스의 지질학
 수성의 지질학
 명왕성의 지질학
 간헐천
 빙하 화산 활동
 열점
 열수분출공
 화성암
 판내 화산 활동
 용암 행성
 마그마 바다
 마그마 활동
 맨틀 플룸
 판 구조론
 화산 분화의 예측
 해저확장설
 화산호
 화산암
 이오의 화산활동
 화성의 화산 활동
 달의 화산 활동
 금성의 화산 활동
 화산학

 각주 

 외부 링크 




추가 자료

 태양계 전반의 화산 다양성
 지진과 화산 폭발의 원인으로서 우주-태양 복사
 행성 모델 후보 물질의 용융 거동
 우주선에 의해 촉발된 폭발적인 화산 분출: 거품 상자로서의 화산
 가스 및 수증기 분출의 열역학
 왜소행성급 카이퍼 벨트 천체에서의 폭발성 극저온 화산 활동의 전제 조건
 수성 마그마 분출 및 관련 분출 유형