Kriowulkanizm

Erupcje kriowulkaniczne na Enceladusie

Kriowulkanizm – erupcja cieczy lub pary (z możliwym dodatkiem substancji stałych), złożonej z wody lub innych substancji, które są zamrożone w temperaturze panującej normalnie na powierzchni lodowego ciała niebieskiego. Termin ten obejmuje ogół procesów analogicznych do wulkanizmu, zachodzących na księżycach lodowych[1] oraz prawdopodobnie na innych ciałach niebieskich o odpowiednim składzie i dostatecznie niskiej temperaturze, w szczególności obiektach transneptunowych.

Kriowulkan jest to zatem wulkan, który zamiast stopionej skały wyrzuca materiał kriogeniczny[2], tzw. kriolawę[a] – jest to mieszanina takich cieczy jak woda, płynny amoniak lub metan.

Dowody obserwacyjne

Na powierzchniach lodowych księżyców krążących wokół planet-olbrzymów występują obszary pokryte przez zamrożone wypływy płynu z wnętrza[3]. Wprawdzie jak dotąd żadne próbki powierzchni tych ciał nie zostały zbadane laboratoryjnie, ale obserwacje spektroskopowe sond kosmicznych wskazują, że są to twory bogate w wodę[4]. Pewne twory na powierzchniach Europy i Ganimedesa, księżyców Jowisza, mogły powstać w wyniku wypływu stopionej wody z głębi skorupy[5]. Kriowulkanizm jest mechanizmem, który może odpowiadać za odmłodzenie powierzchni niektórych innych księżyców, w tym Dione, Tetydy i Rei w układzie Saturna[1], oraz Mirandy[6], Ariela i Tytanii krążących wokół Urana[7].

Tryton

Ciemne smugi widoczne na powierzchni Trytona tworzy najprawdopodobniej opad z erupcji kriowulkanicznych

Na powierzchni Trytona, największego księżyca Neptuna, w 1989 sonda Voyager 2 zaobserwowała struktury interpretowane jako pokrywy kriowulkaniczne, stożki i zapadliska ciągnące się wzdłuż grzbietów. Zdjęcia Trytona ujawniły także słupy materii, gazu i pyłu wyrzucanego ponad powierzchnię księżyca na wysokość do 8 km. Źródłem energii może być światło słoneczne, przenikające przez przezroczysty lód azotowy i ogrzewające leżące niżej warstwy (efekt cieplarniany), bądź wewnętrzne źródło ciepła, np. związane z konwekcją termiczną w lodzie[8].

Enceladus

Enceladus (czarny punkt blisko środka zdjęcia) zasila materią pierścień E Saturna, który bez tego zaniknąłby, opadając na planetę.

Enceladus jest niewielkim księżycem Saturna, który wykazuje bezsprzeczną współczesną aktywność kriowulkaniczną. Obserwacje misji Cassini ukazały pióropusze materii wyrzucanej przez kriowulkany w pobliżu południowego bieguna tego księżyca i wykazały istnienie anomalnie wysokich temperatur w tamtym obszarze. Strumień ciepła w okolicach bieguna Enceladusa około dwudziestokrotnie przekracza współczesną produkcję ciepła przez naturalne izotopy promieniotwórcze i najprawdopodobniej wynika z działania sił pływowych pochodzących od planety, podtrzymywanych przez rezonans orbitalny z księżycem Dione. Pomiary instrumentów sondy Cassini wskazały, że pióropusze materii kriowulkanicznej tworzy w 90-94%[b] para wodna, około 5% stanowi ditlenek węgla, a reszta to głównie metan i amoniak; obecne są także związki organiczne, ditlenek siarki i argon, być może także azot. Enceladus wyrzuca obecnie około 200 kg materii na sekundę i obszar kriowulkaniczny wokół bieguna południowego jest obecnie zapadnięty o 500 m względem średniego promienia księżyca[9].

Tytan

Obraz potencjalnego kriowulkanu Sotra Patera na Tytanie (dziesięciokrotne przewyższenie)

Istnieją pośrednie dowody na to, że procesy kriowulkaniczne zachodzą lub zachodziły także na powierzchni Tytana, największego księżyca Saturna. Wskazane zostały potencjalne kriowulkany i pokrywy erupcyjne, niemniej do 2015 nie stwierdzono żadnej erupcji. Obliczenia teoretyczne wskazują, że kriowulkanizm jest prawdopodobnym źródłem metanu w atmosferze Tytana; wskutek zachodzących w niej procesów chemicznych zawartość tego gazu w atmosferze maleje i nie może on być jej pierwotnym składnikiem[10]. Obecnie za najbardziej prawdopodobny kriowulkan na Tytanie uważana jest Sotra Patera, depresja o głębokości 1,7 km, nad którą wznosi się jedna z najwyższych gór Tytana, Doom Mons o wysokości 1,45 km. Sotra Patera może być kalderą pozostałą po eksplozywnej erupcji[11].

Europa

Obserwacje teleskopu Hubble’a w 2013 roku wskazały, że zjawiska kriowulkaniczne podobne do erupcji na Enceladusie mogą współcześnie występować także na Europie krążącej wokół Jowisza. Zdjęcia w ultrafiolecie sugerują okresowe pojawianie się pióropuszy pary wodnej nad południowym biegunem księżyca. Wskazują też, że wyrzucona materia nie opuszcza księżyca, lecz opada po osiągnięciu wysokości ok. 200 km, co może pozostawiać identyfikowalne ślady na powierzchni. Przyszłe misje kosmiczne do układu Jowisza zapewne pozwolą zweryfikować te obserwacje[12].

Obiekty transneptunowe

Pluton, największy obiekt Pasa Kuipera był obserwowany w 2015 roku przez sondę kosmiczną New Horizons. Obserwacje ukazały niespodziewanie młodą (w sensie geologicznym) powierzchnię, przekształconą przez różne procesy. Odkryte zostały dwie góry z zagłębieniami u szczytu, które mogą być kriowulkanami[13].

Ceres

Ahuna Mons, najwyższa góra na Ceres

Ceres, największy obiekt pasa planetoid był obserwowany w latach 2015-16 przez sondę kosmiczną Dawn. Jest to obiekt pośredni pomiędzy ciałami skalnymi i lodowymi, także wulkanizm na nim wykazuje cechy pośrednie. Samotna góra Ahuna Mons na tej planecie karłowatej jest uznawana za kopułę kriowulkaniczną, uformowaną przez nieeksplozywne erupcje słonej wody i mułu. Jest ona stosunkowo młoda w sensie geologicznym, powstała w ciągu ostatniego miliarda lat[14].

Cechy kriowulkanizmu

Czysta woda ma wysoką temperaturę topnienia w stosunku do temperatur spotykanych na ciałach lodowych, a ponadto gęstość stopu (kriomagmy) jest większa niż gęstość ciała stałego (lodu), co utrudnia wypływanie jej na powierzchnię[4]. Jest to podstawowa różnica pomiędzy kriowulkanizmem a wulkanizmem krzemianowym znanym z Ziemi i innych planet wewnętrznych oraz księżyca Io. Niemniej kriomagma może zawierać rozpuszczone substancje lotne, które wydzielają się tworząc pęcherzyki i obniżają średnią gęstość stopu, lub też jej erupcja wiąże się z różnicami ciśnienia wywołanymi np. przez efekty pływowe, topografię lub zamarzanie. Lokalnie domieszki mogą także zwiększać gęstość skorupy, ułatwiając wypływ kriomagmy. Jeżeli erupcja wyrzuca płyn, będzie on na powierzchni równocześnie zamarzał i wrzał (warunki termodynamiczne w zewnętrznej części Układu Słonecznego sprawiają, że faza ciekła jest niestabilna), aż uformuje się dostatecznie gruba pokrywa lodowa. Jeśli w wyrzucanej materii dominuje para, pióropusz materii będzie rozprzestrzeniał się nad powierzchnią, a cząstki o dostatecznie dużej energii mogą opuścić obszar grawitacyjnej dominacji ciała, co ma miejsce w przypadku erupcji na Enceladusie – w efekcie pierścień E Saturna jest zasilany materią[1].

Uwagi

  1. ↑ Stop znajdujący się pod powierzchnią nosi nazwę kriomagmy, w analogii do magmy na planetach typu ziemskiego.
  2. ↑ Skład podany w procentach masy.

Przypisy

  1. ↑ a b c Ralf Jaumann, Roger N. Clark, Francis Nimmo, Amanda R. Hendrix, Bonnie J. Buratti, Tilmann Denk, Jeffrey M. Moore, Paul M. Schenk, Steve J. Ostro i Ralf Srama: 20. Icy Satellites: Geological Evolution and Surface Processes. W: Saturn from Cassini-Huygens. Michele Dougherty, Larry Esposito, Stamatios Krimigis (redaktorzy). Springer Science & Business Media, 2009, s. 650–673. DOI: 10.1007/978-1-4020-9217-6_20. ISBN 1-4020-9217-2.
  2. ↑ Kriowulkan. words.astronet.pl. [zarchiwizowane z tego adresu (2006-07-19)]., AstroWORDS - Internetowy Słownik Astronomiczny
  3. ↑ Melosh 2011 ↓, s. 169.
  4. ↑ a b Melosh 2011 ↓, s. 183.
  5. ↑ Greeley 2013 ↓, s. 161–167.
  6. ↑ Collins et al. 2012 ↓, s. 326.
  7. ↑ Greeley 2013 ↓, s. 204–205.
  8. ↑ Collins et al. 2012 ↓, s. 312-316.
  9. ↑ John R. Spencer, Amy C. Barr, Larry W. Esposito, Paul Helfenstein, Andrew P. Ingersoll, Ralf Jaumann, Christopher P. McKay, Francis Nimmo i J. Hunter Waite: 21. Enceladus: An Active Cryovolcanic Satellite. W: Saturn from Cassini-Huygens. Michele Dougherty, Larry Esposito, Stamatios Krimigis (redaktorzy). Springer Science & Business Media, 2009, s. 683–720. DOI: 10.1007/978-1-4020-9217-6_21. ISBN 1-4020-9217-2.
  10. ↑ Ralf Jaumann i inni, 5. Geology and Surface Processes on Titan, [w:] Titan from Cassini-Huygens, Robert Brown, Jean Pierre Lebreton, Jack Waite, Springer Science & Business Media, 2009, s. 75–133, DOI: 10.1007/978-1-4020-9215-2_5, ISBN 1-4020-9215-6, Bibcode: 2010tfch.book...75J.
  11. ↑ Rosaly Lopes, Randy Kirk i Mary Bourke: Cryo-volcanic “Mount Doom” on Titan. 2013-09-16. [dostęp 2015-11-16].
  12. ↑ Hubble Sees Evidence of Water Vapor at Jupiter Moon. JPL/NASA, 2013-12-12. [dostęp 2015-11-17]. (ang.).
  13. ↑ At Pluto, New Horizons Finds Geology of All Ages, Possible Ice Volcanoes, Insight into Planetary Origins. [w:] New Horizons [on-line]. Jet Propulsion Laboratory, 2015-11-09. [dostęp 2015-11-10].
  14. ↑ Bill Steigerwald: NASA Discovers "Lonely Mountain" on Ceres Likely a Salty-Mud Cryovolcano. NASA, 2016-09-01. [dostęp 2016-09-04]. (ang.).

Bibliografia

  • Ronald Greeley: Introduction to Planetary Geomorphology. Cambridge University Press, 2013. ISBN 0-521-86711-8.
  • H. Jay Melosh: Planetary Surface Processes. T. 13. Cambridge University Press, 2011, seria: Cambridge Planetary Science. ISBN 1-139-49830-4.
  • Geoffrey C. Collins, William B. McKinnon, Jeffrey M. Moore i inni: 7. Tectonics of the outer planet satellites. W: Thomas R. Watters, Richard A. Schultz (redaktorzy): Planetary Tectonics. T. 11. Cambridge University Press, 2012, seria: Cambridge Planetary Science. ISBN 978-0-521-74992-3.

Media użyte na tej stronie

Voyager 2 Triton 14bg r90ccw colorized.jpg
Triton's south polar terrain photographed by the Voyager 2 spacecraft. About 50 dark plumes mark what may be ice volcanoes. This version has been rotated 90 degrees counterclockwise and artificially colorized based on another Voyager 2 image.
E ring with Enceladus.jpg

Wispy fingers of bright, icy material reach tens of thousands of kilometers outward from Saturn's moon Enceladus into the E ring, while the moon's active south polar jets continue to fire away.

This astonishing, never-before-seen structure is made visible with the sun almost directly behind the Saturn system from Cassini's vantage point. The sun-Enceladus-spacecraft angle here is 175 degrees, a viewing geometry in which structures made of tiny particles brighten substantially.

These features are very likely the result of particles injected into Saturn orbit by the Enceladus geysers: Those injected in the direction of the moon's orbital motion end up on larger, slower orbits and trail Enceladus in its orbit, and those injected into the opposite direction end up smaller, faster orbits and lead Enceladus. (Orbital motion is counter-clockwise.) In addition, the configuration of wisps may hint at an interaction between Saturn's magnetosphere and the torrent of particles issuing from Enceladus.

In addition to the wisps, another unexpected detail is the dark gore in the center of the ring, following the moon in its orbit, likely brought about by the sweeping action of Enceladus as it orbits in the center of the E ring.

The view looks down onto Enceladus (505 kilometers, or 314 miles across) from about 15 degrees above the ringplane. Tethys (1,071 kilometers, or 665 miles across) is visible to the left of Enceladus.

The image was taken in visible light with the Cassini spacecraft wide-angle camera on Sept. 15, 2006, at a distance of approximately 2.1 million kilometers (1.3 million miles) from Enceladus. Image scale is 128 kilometers (80 miles) per pixel.

The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.

For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.

The NASA source image has been cropped on the left side.
PIA20349 crop - Ceres' Ahuna Mons side view.jpg
This side-perspective view of Ceres' mysterious mountain Ahuna Mons was made with images from NASA's Dawn spacecraft. Dawn took these images from its low-altitude mapping orbit (LAMO), 240 miles (385 kilometers) above the surface, in December 2015. The resolution of the component images is 120 feet (35 meters) per pixel. A 3-D (anaglyph) view is also available.

This mountain is about 3 miles (5 kilometers) high on its steepest side. Its average overall height is 2.5 miles (4 kilometers). These figures are slightly lower than what scientists estimated from Dawn's higher orbits because researchers now have a better sense of Ceres' topography.

The diameter of the mountain is about 12 miles (20 kilometers). Researchers are exploring the processes that could have led to this feature's formation.

Dawn's mission is managed by JPL for NASA's Science Mission Directorate in Washington. Dawn is a project of the directorate's Discovery Program, managed by NASA's Marshall Space Flight Center in Huntsville, Alabama. UCLA is responsible for overall Dawn mission science. Orbital ATK, Inc., in Dulles, Virginia, designed and built the spacecraft. The German Aerospace Center, the Max Planck Institute for Solar System Research, the Italian Space Agency and the Italian National Astrophysical Institute are international partners on the mission team. For a complete list of acknowledgments, see http://dawn.jpl.nasa.gov/mission.

The original NASA image was cropped and converted from TIFF to JPEG format by the uploader.
Sotra Facula.jpg
Doom Mons and Sotra Patera, apparent cryovolcanic features on Titan. Topography has been vertically exaggerated by a factor of 10. The false color shows different surface material compositions as detected by Cassini's visual and infrared mapping spectrometer.
Jets of Enceladus and shadows (PIA17184).jpg
Caption released with image:

This Cassini narrow-angle camera image -- one of those acquired in the survey conducted by the Cassini imaging science team of the geyser basin at the south pole of Enceladus -- was taken as Cassini was looking across the moon's south pole. At the time, the spacecraft was essentially in the moon's equatorial plane. The image scale is 1280 feet (390 meters) per pixel and the sun-Enceladus-spacecraft, or phase, angle is 162.5 degrees.

The image was taken through the clear filter of the narrow angle camera on Nov. 30, 2010, 1.4 years after southern autumnal equinox. The shadow of the body of Enceladus on the lower portions of the jets is clearly seen.

In an annotated version of the image, the colored lines represent the projection of Enceladus' shadow on a plane normal to the branch of the Cairo fracture (yellow line), normal to the Baghdad fracture (blue line) and normal to the Damascus fracture (pink line).

Post-equinox images like this, clearly showing the different projected locations of the intersection between the shadow and the curtain of jets from each fracture, were useful for scientists in checking the triangulated positions of the geysers, as described in a paper by Porco, DiNino, and Nimmo, and published in the online version of the Astronomical Journal in July 2014: https://dx.doi.org/10.1088/0004-6256/148/3/45.

A companion paper, by Nimmo et al. is available at: https://dx.doi.org/10.1088/0004-6256/148/3/46.