Núi lửa trên Io

Núi lửa trên Io, một vệ tinh tự nhiên của Sao Mộc, với số lượng lên đến hàng trăm, là hoạt động địa chất mạnh mẽ nhất trên thiên thể này, thường xuyên đưa các chất khoáng nóng chảy với nhiệt độ và áp suất cao lên bề mặt của thiên thể, đồng thời cung cấp vật chất cho khí quyển Io và từ quyển Sao Mộc. Môn khoa học về núi lửa trên Io là môn nghiên cứu về các dòng chảy dung nham, các hố núi lửa và các hoạt động núi lửa trên bề mặt của Io. Hoạt động núi lửa của Io đã được phát hiện vào năm 1979, bởi Linda Morabito, người nghiên cứu các ảnh chụp từ Voyager 1. Các quan sát về Io bởi các tàu vũ trụ đi ngang qua (Voyagers, Galileo, Cassini, và New Horizons) và các đài thiên văn trên Trái Đất đã cho thấy hơn 150 núi lửa hoạt động. Tới 400 núi lửa được dự đoán là đang tồn tại trên Io, dựa vào những quan sát này. Hoạt động núi lửa của Io làm cho vệ tinh tự nhiên này trở thành một trong bốn thiên thể trong Hệ Mặt Trời được biết đến là đang có núi lửa hoạt động (ba thiên thể còn lại là Trái Đất, Enceladus - một vệ tinh tự nhiên của Sao Thổ - và Triton - vệ tinh tự nhiên của Sao Hải Vương).

Các nguồn nhiệt cung cấp năng lượng cho hoạt động núi lửa của Io, được tiên đoán lần đầu tiên vào thời gian ngay trước khi Voyager 1 bay ngang qua, đến từ nhiệt thủy triều do độ lệch tâm quỹ đạo lớn của Io. Đây là nguồn nhiệt khác hẳn với địa nhiệt của Trái Đất, sinh ra chủ yếu là từ hoạt động phân rã đồng vị phóng xạ và nguồn nhiệt nguyên thủy. Quỹ đạo lệch tâm lớn của Io dẫn đến khác biệt về lực hút của Sao Mộc lên nó ở cận điểm so với viễn điểm quỹ đạo, khiến cho bướu thủy triều của Io ở cận điểm và viễn điểm là khác nhau. Như vậy, Io biến dạng liên tục khi di chuyển trên quỹ đạo, và sự biến dạng này gây ra ma sát, sinh ra nhiệt trong lòng của nó. Nếu không có nhiệt thủy triều, Io có thể sẽ tương tự như Mặt Trăng, một thiên thể có kích cỡ và khối lượng tương đương, với hoạt động địa chất đã ngừng và bề mặt lỗ chỗ các hố thiên thạch. Mặc dù hầu hết các dung nham trên Io cấu tạo từ bazan, một vài dòng dung nham chứa lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide đã được quan sát thấy. Ngoài ra, nhiệt độ phun trào có thể lên tới , nhiệt độ cao này có thể được giải thích bởi sự phun trào dung nham siêu mafic silicat nhiệt độ cao.

Do sự hiện diện của lượng lớn vật liệu lưu huỳnh trong lớp vỏ và trên bề mặt của Io, một số vụ phun trào đẩy lưu huỳnh, khí lưu huỳnh dioxide, và tephra lên độ cao tới vào không gian, tạo ra các cột khói núi lửa hình ô dù. Các vật chất được phun ra tạo nên màu sắc cho địa hình xung quanh - gồm các màu đỏ, đen, và/hoặc trắng - đồng thời cung cấp vật liệu cho bầu khí quyển mỏng của Io và từ quyển Sao Mộc. Các tàu vũ trụ bay qua Io từ năm 1979 đã quan sát thấy nhiều thay đổi bề mặt của Io do hoạt động núi lửa.

Lịch sử khám phá
và Loki có thể được nhìn thấy ở đường chân trời và ở biên giới giữa nửa sáng và nửa tối.]]
Trước khi Voyager 1 đến Io vào ngày 5 tháng 3 năm 1979, Io đã được cho là một thế giới chết như Mặt Trăng. Việc khám phá ra một đám mây natri xung quanh Io đã dẫn đến giả thuyết rằng vệ tinh tự nhiên này được bao phủ trong evaporit.

Những gợi ý cho các khám phá ban đầu đến từ các ảnh chụp hồng ngoại bởi các đài thiên văn trên Trái Đất trong những năm 1970. Một thông lượng nhiệt nhiều bất thường, so với những vệ tinh Galileo khác, đã được phát hiện trong các phép đo ở bước sóng hồng ngoại 10 μm khi Io nằm trong bóng tối của Sao Mộc. Vào thời gian của phát hiện này, thông lượng nhiệt cao được giả định là do bề mặt có nhiệt dung riêng cao hơn Europa vàGanymede. Tuy nhiên, các kết quả đo ở bước sóng 20 μm lại cho thấy Io có bề mặt với các đặc tính tương tự như các vệ tinh khác. Phát xạ nhiệt của Io được quan sát thấy là mạnh bất thường ở 5 μm vào ngày 20 năm 1978 bởi Witteborn, et al. Nhóm tác giả này giả định hoạt động núi lửa gây ra phát xạ nhiệt này, trong trường hợp đây đúng là hoạt động núi lửa thì các dữ liệu cho thấy vùng hoạt động núi lửa rộng khoảng và có nhiệt độ . Tuy nhiên, các tác giả đã coi là giả thuyết này ít có khả năng xảy ra, và tập trung vào giả thuyết về sự tương tác giữa Io và từ quyển Sao Mộc.

Ngay trước khi Voyager 1 bay qua Io, Stan Peale, Patrick Cassen và R. T. Reynolds đã công bố một bài báo trên tạp chí Science dự đoán về bề mặt của Io bị thay đổi nhiều do hoạt động núi lửa và lõi của Io bị phân tách thành nhiều tầng, có tầng lõi đá ở trong cùng, chứ không phải là một lõi đồng nhất. Dự đoán này dựa trên mô hình trong đó có một lượng nhiệt lớn được sinh ra bởi thay đổi lực thủy triều của Sao Mộc lên Io do quỹ đạo có độ lệch tâm lớn của Io. Các tính toán của họ cho thấy lượng nhiệt sinh ra cho một Io với lõi đồng nhất sẽ gấp ba lần nhiệt tạo ra bởi phân rã đồng vị phóng xạ. Hiệu ứng này sẽ còn lớn hơn với Io có lõi được tách thành nhiều tầng.

Vào ngày 8 tháng 3 năm 1979, ba ngày sau khi đi qua Sao Mộc, Voyager 1 chụp ảnh các vệ tinh tự nhiên của Sao Mộc để giúp những người điều khiển Voyager 1 xác định vị trí của con tàu này một cách chính xác, theo một quy trình được gọi là định hướng quang học. Khi thực hiện việc xử lý hình ảnh của Io để nâng cao mức độ khả kiến của nền sao, kỹ sư định hướng tàu Linda Morabito tìm thấy một đám mây cao tới của Io ở gần đường chân trời trên ảnh chụp. Sau phát hiện này, bảy cột khói khác đã được xác định trong các ảnh chụp Io trước đó của Voyager. So sánh các hình ảnh Io thu được bởi Voyager 2 bay qua bốn tháng sau đó cho thấy bề mặt đã bị thay đổi, với các cột khói mới ở vùng mà sau này được đặt tên là Aten Patera và Surt.

Nguồn nhiệt

Nguồn nhiệt chính cho hoạt động núi lửa của Io đến từ các lực thủy triều được tạo ra bởi lực hấp dẫn của Sao Mộc. Ở Trái Đất, những nguồn nhiệt nội tại gây ra đối lưu manti, dẫn đến hoạt động núi lửa thông qua kiến tạo mảng. Trên Io, nhiệt thủy triều phụ thuộc vào khoảng cách từ nó đến Sao Mộc, độ lệch tâm quỹ đạo, thành phần cấu tạo bên trong Io, và trạng thái vật lý của nó.

Cộng hưởng quỹ đạo của Io với Europa và Ganymede giúp duy trì quỹ đạo lệch tâm của Io và ngăn cản lực thủy triều làm cho Io bị chuyển về quỹ đạo tròn. Cụ thể, chu kỳ quay của Europa gấp 2 lần chu kỳ quay của Io, và chu kỳ quay của Ganymede gấp 2 lần chu kỳ quay của Europa. Vị trí mà Io ở gần Europa nhất luôn xảy ra tại cùng một điểm trên quỹ đạo của Io và của Europa, lặp lại một lần sau hai vòng quay của Io, tại đó Europa kéo Io về phía nó thông qua lực hấp dẫn. Lực kéo định kỳ, theo tần số cộng hưởng, tại một điểm trên quỹ đạo giúp duy trì quỹ đạo không tròn của Io. Hiện tượng tự xảy ra với tương tác giữa Europa và Ganymede, cũng như giữa Io và Ganymede.

của Io trên quỹ đạo, nhanh hơn ở cận điểm, và chậm hơn ở viễn điểm.]]

Độ lệch tâm quỹ đạo dẫn đến hai hiệu ứng làm tỏa nhiệt trên Io. Thứ nhất, bướu thủy triều của Io ở cận điểm quỹ đạo, khi Io gần Sao Mộc hơn và chịu lực hút mạnh hơn, cao hơn tới so với ở viễn điểm quỹ đạo, do chênh lệch lực hấp dẫn của Sao Mộc giữa hai củng điểm quỹ đạo này. Như vậy hình dáng của bướu thủy triều biến dạng liên tục khi Io di chuyển quỹ đạo, co bóp theo đúng chu kỳ quay của Io. Thứ hai, trong khi Io tự quay quanh trục của nó với tốc độ góc tương đối đều đặn, bằng với tốc độ góc trung bình của Io trên quỹ đạo, thì bướu thủy triều lại không quay với tốc độ đều. Bướu thủy triều quay với tốc độ góc của Io trên quỹ đạo, và do đó quay nhanh hơn ở cận điểm quỹ đạo, và chậm hơn tại viễn điểm quỹ đạo. Như vậy, nếu đứng trong hệ quy chiếu của Io, bướu thủy triều sẽ quay lúc lắc, lắc sang một bên ở cận điểm quỹ đạo, và lắc sang bên kia ở viễn điểm quỹ đạo. Góc lúc lắc khoảng nửa độ, ứng với sự dịch chuyển qua lại của đỉnh bướu thủy triều trong khoảng cách cỡ 16&nbsp;km. Tổng hợp sự co bóp và lúc lắc của bướu thủy triều làm biến dạng Io, nhào bóp thiên thể này, và gây ra ma sát trong lòng Io, sinh ra nhiệt thủy triều, duy trì trạng thái tan chảy của ít nhất một phần lõi của Io. Mô hình của quỹ đạo Io cho thấy nhiệt thủy triều bên trong Io thay đổi theo thời gian, và giá trị thông lượng nhiệt hiện tại không đại diện cho mức trung bình lâu dài. Theo định luật bảo toàn năng lượng, thông lượng nhiệt tỏa ra ngoài không gian từ Io làm tiêu hao cơ năng của hệ các thiên thể Io, Sao Mộc, Europa và Ganymede, là hệ thống được gắn kết thông qua tương tác hấp dẫn. Một nghiên cứu vào năm 2009 của Valéry Lainey và các đồng nghiệp, phân tích dữ liệu của 116 năm quan sát hệ thống Sao Mộc và các vệ tinh tự nhiên của nó, chỉ ra rằng sự tiêu hao cơ năng nêu trên đang làm cho Io quay ngày càng gần Sao Mộc hơn, và ba vệ tinh Io, Europa và Ganymede đang trong quá trình rời khỏi cộng hưởng quỹ đạo.

Thành phần
.]]
Việc phân tích các hình ảnh của Voyager đã dẫn các nhà khoa học đến kết luận rằng những dòng dung nham trên Io bao gồm chủ yếu là các dạng thù hình của nguyên tố lưu huỳnh nóng chảy. Màu sắc ở các dòng dung nham tương tự màu của các dạng thù hình của lưu huỳnh. Sự khác biệt về màu và độ sáng của dung nham phụ thuộc vào nhiệt độ của lưu huỳnh đa nguyên tử và cách sắp xếp và liên kết của các nguyên tử. Một phân tích về hình ảnh các dòng chảy tỏa ra từ Ra Patera cho thấy các vật liệu có nhiều màu sắc khác nhau, tất cả đều có liên hệ với lưu huỳnh lỏng, ở những khoảng cách khác nhau đến lỗ phun: vật chất có suất phản chiếu thấp nằm gần lỗ phun với nhiệt độ , vật liệu màu đỏ nằm ở trung tâm của mỗi dòng chảy và có nhiệt độ , và vật liệu màu cam ở điểm kết thúc xa nhất của mỗi dòng chảy với nhiệt độ . Mâu thuẫn giữa các chứng cứ về kết cấu và kết quả phân tích quang phổ và nhiệt độ sau chuyến bay qua của Voyager đã dẫn đến một cuộc tranh luận trong cộng đồng các nhà khoa học hành tinh về thành phần của dung nham trên Io, liệu có chứa lưu huỳnh hay silicat.

Các nghiên cứu ảnh chụp hồng ngoại từ các đài thiên văn trên Trái Đất trong những năm 1980 và 1990 đã dần chuyển dịch mô hình về thành phần vật chất trong dung nham núi lửa của Io, từ chủ yếu chứa lưu huỳnh sang chủ yếu chứa silicat, và lưu huỳnh chỉ đóng một vai trò thứ yếu. Nhiệt độ cao tương tự cũng được tìm thấy ở một đợt phun trào tại vùng Surt trong năm 1979, giữa hai chuyến bay qua của các tàu Voyager, và ở một đợt phun trào khác vào năm 1978, được quan sát bởi Witteborn và các đồng nghiệp. Ngoài ra, mô hình dòng dung nham silcat trên Io cho cho thấy chúng nguội đi nhanh chóng, khiến bức xạ nhiệt của chúng được thống trị bởi các thành phần nhiệt độ thấp, chẳng hạn như ở dòng chảy đông cứng nhanh, trái ngược với các khu vực nhỏ vẫn còn được phủ bởi dung nham lỏng với nhiệt độ cao gần bằng nhiệt độ lúc mới phun ra.

Hoạt động núi lửa có thành phần chứa silicat, với dung nham bazan có mafic hoặc siêu mafic (giàu magie), đã được xác nhận bởi thông tin từ tàu vũ trụ Galileo trong những năm 1990 và 2000, gồm kết quả đo nhiệt độ tại các điểm nóng của Io, nơi phát xạ nhiệt được phát hiện, và kết quả đo quang phổ tại các vùng vật liệu tối trên Io. Các phép đo nhiệt độ từ Máy ảnh Chất Rắn (SSI) và Phổ kế Lập bản đồ Hồng ngoại gần (NIMS) của Galileo đã cho thấy nhiều điểm nóng với các thành phần nhiệt độ cao từ ít nhất đến tối đa của , ví dụ như ở vụ phun trào tại Pillan Patera vào năm 1997. sau đó đã bị chứng minh là quá cao, vì sử dụng mô hình nhiệt sai trong tính toán nhiệt độ. Dựa vào kết quả đo nhiệt độ dung nham và các phép đo quang phổ, một số dung nham có thể là tương tự như komatiit trên Trái Đất. Việc siêu gia nhiệt do áp lực lớn, có thể làm tăng nhiệt độ dung nham trong quá trình chúng được phun lên bề mặt trong một vụ phun trào, cũng có thể là một yếu tố gây nên một số vụ phun trào có nhiệt độ cao hơn. Các dòng dung nham sáng màu đã được xác định trên Io, ví dụ tại Tsũi Goab Fluctus, Emakong Patera, và Balder Patera, đã gợi ý về sự tồn tại của hoạt động núi lửa tràn ngập lưu huỳnh, hay lưu huỳnh dioxide.

Các kiểu phun trào
Các quan sát Io, bởi các tàu vũ trụ và các đài thiên văn trên Trái Đất, đã cho thấy có một số loại phun trào núi lửa khác nhau trên thiên thể này. Ba loại chính đã được xác định bao gồm phun trào trong vùng lõm, phun trào kiểu chảy, và phun trào kiểu nổ. Chúng có sự khác biệt về thời gian phun trào, năng lượng thoát ra, nhiệt độ (được xác định từ hình ảnh hồng ngoại), loại dòng chảy dung nham, và việc có bị giới hạn trong hố núi lửa hay không. vùng thường có sàn phẳng bao quanh bởi những bức tường dốc. Vùng lõm núi lửa trên Io trông giống như hõm chảo trên Trái Đất, nhưng không rõ liệu chúng có được hình thành khi buồng dung nham rỗng bị sụp đổ như trên Trái Đất không. Một giả thuyết cho rằng chúng được tạo ra khi các mạch ngang (sill) của núi lửa bị làm lộ ra, với lớp vật liệu nằm bên trên bị thổi bay hoặc bị rơi vào trong mạch ngang. Một số vùng lõm có dấu hiệu của nhiều vụ sụp đổ đã xảy ra, tương tự như với hõm chảo trên đỉnh Olympus Mons trên Sao Hỏa hay Kīlauea trên Trái Đất, cho thấy rằng chúng có thể thỉnh thoảng được hình thành giống như các hõm chảo. Vùng lõm núi lửa lớn nhất trên Io là Loki Patera có bề ngang . Dù cơ chế hình thành có như thế nào, hình thái và phân bố của nhiều vùng lõm núi lửa gợi ý rằng cấu trúc của chúng có tuân theo những quy tắc nhất định, với ít nhất một nửa được bao quanh bởi các đứt gãy hoặc núi non. Trừ các quan sát ở cự ly gần của tàu vũ trụ Galileo trong bảy lần bay qua Io, với các ảnh chụp khác, có thể khó phân biệt hồ dung nham với dòng dung nham phun tràn lên sàn vùng lõm, do không đủ độ phân giải và phát xạ nhiệt của hai hình dạng này tương tự nhau. Các vụ phun trào trong vùng lõm, ví dụ như vụ phun trào ở Gish Bar Patera vào năm 2001, có thể to rộng như những vụ phun trào tràn ra các vùng đồng bằng của Io.

Các hồ dung nham trên Io là các vùng thấp được điền đầy bởi dung nham nóng chảy, bao phủ bởi một lớp mỏng dung nham đông cứng. Những hồ dung nham này nối trực tiếp với một bể chứa mắc ma nằm bên dưới. Các quan sát phát xạ nhiệt tại một số hồ dung nham trên Io tiết lộ các vùng đá nóng chảy tỏa sáng nằm ở rìa vùng lõm, do lớp phủ mỏng ở mặt trên của hồ bị nứt vỡ theo đường chạy quanh rìa của vùng lõm. Theo thời gian, vì dung nham đông cứng có trọng lượng riêng lớn hơn so với dung nham vẫn còn nóng chảy, lớp vỏ này có thể bị chìm xuống, gây ra một sự tăng đột ngột bức xạ nhiệt ở vùng lõm núi lửa. Với một số hồ dung nham, ví như tại núi lửa Pele, hiện tượng lớp phủ đông cứng chìm xuống thường xuyên diễn ra, làm chúng trở thành những điểm bức xạ hồng ngoại gần mạnh nhất trên Io. Tại các hồ dung nham khác, như Loki Patera, hiện tượng này có thể chỉ xảy ra vào một số thời điểm. Ở loại hồ dung nham yên tĩnh hơn này, trong thời điểm diễn ra quá trình chìm xuống của lớp phủ, một làn sóng lớp phủ bề mặt chìm xuống lan tỏa ra vùng lõm với tốc độ khoảng mỗi ngày, với lớp phủ non mới hình thành ở phía sau làn sóng này, cho tới khi toàn bộ hồ bị dung nham nóng chảy nổi lên. Một vụ phun trào mới sẽ chỉ bắt đầu, ở một thời điểm sau, một khi lớp phủ non mới đã đủ nguội, đủ đông cứng và đủ dày để cho nó không còn có thể nổi bền vững bên trên dung nham lỏng được nữa. Trong mỗi lần đảo lộn lớp phủ như vậy, Loki có thể phát ra đến hơn mười lần lượng nhiệt so với khi lớp phủ của nó đang ổn định.

Phun trào kiểu chảy (kiểu Prometheus)
, một ví dụ về một vụ phun trào kiểu chảy.]]
Phun trào kiểu chảy là các sự kiện phun trào tồn tại lâu dài, tạo ra những dòng dung nham rộng lớn và phức hợp. Độ phủ rộng của những dòng dung nham của phun trào kiểu chảy làm cho chúng trở thành đặc điểm địa hình lớn nhất trên Io. Với loại phun trào này, mắc ma nổi lên trên bề mặt từ lỗ phun trên sàn của vùng lõm núi lửa, hoặc từ các mạch dẫn hẹp (fissure) trên vùng đồng bằng, tạo ra những dòng chảy dung nham phồng và phức hợp, tương tự như dung nham ở núi lửa Kīlauea tại Hawaii trên Trái Đất. Độ dày của vùng có dòng chảy không được xác định bởi các thông tin từ tàu Galileo, nhưng những vụ phun trào đơn lẻ trên bề mặt của nó có thể dày khoảng . Trong nhiều trường hợp, dung nham được phun chảy ra trên bề mặt tại những địa điểm cách lỗ phun của núi lửa hàng chục đến hàng trăm cây số, với vùng nằm giữa lỗ phun núi lửa và địa điểm có dung nhan tràn ra có phát xạ nhiệt thấp. Quan sát này chứng tỏ rằng dòng dung nham được chảy qua các ống dung nham nối từ lỗ phun của núi lửa đến những địa điểm dung nham tràn ra trên bề mặt.

Mặc dù phun trào kiểu chảy thường có tốc độ phun trào ổn định, những vụ bùng phát phun trào lớn cũng đã được quan sát ở nhiều địa điểm có phun trào kiểu này. Ví dụ, mép của vùng có dòng chảy dung nham Prometheus đã dịch chuyển khoảng giữa lần quan sát của tàu Voyager, trong năm 1979, và lần quan sát bởi tàu Galileo vào năm 1996. Mặc dù không mạnh như phun trào kiểu nổ, tốc độ dòng chảy trung bình tại những vùng có dòng chảy phức hợp lớn hơn rất nhiều so với các dòng chảy dung nham tương tự trên Trái Đất. Tốc độ lấn chiếm diện tích của dòng chảy dung nham, tính trung bình, vào khoảng mỗi giây đã được quan sát thấy ở Prometheus và Amirani qua các thông tin thu được từ tàu Galileo, cao hơn so với mỗi giây tại Kīlauea.

Phun trào kiểu nổ (kiểu Pillan)
, chụp bởi tàu Galileo vào năm 1999.]]
Phun trào kiểu nổ là kiểu phun trào mạnh nhất trên Io. Những vụ phun trào kiểu này, đôi khi được gọi là những "vụ nổ" khi quan sát từ Trái Đất, có đặc trưng là chỉ kéo dài trong vài tuần đến vài tháng, khởi động nhanh chóng, thông lượng dòng chảy phun trào lớn, và bức xạ nhiệt mạnh. Chúng làm cho độ sáng của Io ở vùng hồng ngoại gần tăng mạnh trong một khoảng thời gian ngắn. Vụ phun trào núi lửa mạnh nhất đã được thấy trong lịch sử quan sát Io là một "vụ nổ" tại Surt, quan sát bởi các nhà thiên văn trên Trái Đất vào ngày 22 tháng 2 năm 2001.

Phun trào kiểu nổ xảy ra khi một khối mắc ma (gọi là một thể mạch) nổi lên từ lớp phủ nóng chảy ở sâu bên trong lòng Io, đến được bề mặt Io qua một mạch dẫn hẹp (fissure). Khi đó có một màn trình diễn ngoạn mục giống như một đài phun dung nham. Trong giai đoạn đầu của phun trào kiểu nổ, bức xạ nhiệt được thống trị bởi thành phần mạnh trong dải bức xạ hồng ngoại 1-3 μm. Bức xạ này được phát ra từ một lượng lớn dung nham mới được lộ ra trong đài phun tại lỗ phun. Những vụ phun trào kiểu nổ tại núi lửa Tvashtar trong tháng 11 năm 1999 và tháng 2 năm 2007, tập trung vào một "rèm" nham thạch dài và cao sinh ra tại một vùng lõm nằm trong vùng phức hợp Tvashtar Paterae lớn hơn.

Lượng lớn các dung nham nóng chảy lộ ra ở những đài phun đã cung cấp cho các nhà nghiên cứu những cơ hội tốt nhất để đo nhiệt độ chính xác của dung nham Io. Nhiệt độ gợi ý của dung nham siêu mafic tương tự komatiit thời kỳ tiền Cambri (khoảng ) chiếm chủ đạo tại những vụ phun trào như vậy, mặc dù quá trình siêu gia nhiệt của mắc ma khi trồi lên bề mặt có thể cũng đóng vai trò gây ra nhiệt độ cao của dung nham được phun ra. Các quan sát bởi tàu Galileo gợi ý tốc độ lấn chiếm diện tích của dòng dung nham ở Pillan là vào khoảng từ mỗi giây trong vụ phun trào năm 1997. Các dòng chảy trong vụ phun trào này ở Pillan có độ dày khoảng , so với độ dày được quan sát ở vùng phồng tại Prometheus và Amirani. Tương tự, những dòng dung nham chảy nhanh cũng đã được quan sát bởi tàu Galileo ở núi lửa Thor vào năm 2001. Mặc dù có sự xuất hiện ngoạn mục, nhưng do không có nguồn cung cấp vật chất liên tục, các lỗ phun thường quay lại trạng thái trước khi phun sau vài tháng (trong trường hợp ở Grian Patera) hay vài năm (như ở Pillan Patera). Rất nổi bật khi xuất hiện, các cột khói không thường xuyên xảy ra. Trong số khoảng 150 núi lửa đã được quan sát là đang hoạt động trên Io, các cột khói chỉ được phát hiện trong khoảng vài chục núi lửa. Ví dụ về loại Prometheus bao gồm Prometheus, Amirani, Zamama, và Masubi. Những cột khói thường có độ cao thấp hơn và tốc độ phun trào khoảng . Các cột khói loại Prometheus chứa nhiều bụi, với bên trong cột có mật độ dày đặc còn vùng tán bên trên có hình ô dù là vùng sóng sốc. Những cột khói này thường tạo ra vùng có vật liệu rơi xuống và lắng đọng ở bên dưới có hình tròn sáng màu, với bán kính vào khoảng từ và chứa chủ yếu băng đá lưu huỳnh dioxide. Các cột khói loại Prometheus thường thấy ở các núi lửa kiểu chảy, và do đó có thể tồn tại trong thời gian dài. Bốn trên sáu cột khói được quan sát bởi Voyager 1 trong năm 1979 cũng được nhìn thấy trong suốt thời gian tàu Galileo thực hiện nhiệm vụ và cả khi New Horizons bay qua trong năm 2007. Một vài cột khói loại Pele đã được quan sát thường có liên hệ với các núi lửa kiểu nổ, và do đó tồn tại trong thời gian ngắn ngủi. Trường hợp của núi lửa Pele là ngoại lệ, do có hồ dung nham hoạt động liên tục trong thời gian dài, mặc dù cột khói của núi lửa này được cho là không liên tục. Các cột khói ứng với lỗ phun có nhiệt độ và áp suất cao hơn, có tốc độ phun lên đến , cho phép chúng đạt đến đỉnh cao khoảng từ . Các cột khói Pele tạo ra vật liệu rơi xuống và đọng lại trên bề mặt Io có màu đỏ (từ hợp chất lưu huỳnh chuỗi ngắn) và màu đen (từ tephra), tạo thành vùng hình nhẫn có màu đỏ và kích thước tới , giống như xung quanh núi lửa Pele. Các thành phần lưu huỳnh của các cột khói loại Pele được cho là kết quả của dư lượng lưu huỳnh lớn trong lớp vỏ của Io và sự giảm khả năng hòa tan của lưu huỳnh tại tầng thạch quyển sâu hơn trong Io. Các cột khói loại Pele thường mờ hơn loại Prometheus do chứa ít bụi hơn, khiến một số được gọi là cột khói tàng hình. Những cột khói này đôi khi chỉ quan sát được khi Io nằm trong trong bóng tối của Jupiter hoặc qua ảnh chụp trong phổ cực tím. Một lượng nhỏ bụi quan sát được trong ánh sáng Mặt Trời được tạo ra khi khí lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxide ngưng tụ lại, khi các dòng khí này đạt đến đỉnh của quỹ đạo đạn đạo. Đây là lý do tại sao những cột khói này thiếu cột trung tâm dày đặc thường thấy trong loại Prometheus, loại mà bụi được sinh ra ngay từ nguồn. Ví dụ của các cột khói loại Pele đã được quan sát là ở Pele, Tvashtar, và Grian.

Xem thêm
Danh sách núi lửa ngoài Trái Đất
Núi lửa trên Sao Kim
Núi lửa trên Sao Hỏa

Tham khảo

Liên kết ngoài

Các đặc trưng núi lửa ở Io
Các ứng viên thay đổi bề mặt Io