チャク・カマクトリ地域
チャク・カマクトリ地域は、木星の衛星イオにある火山地域であり、反木星半球の北緯5度から20度、西経130度から160度の範囲に位置しています。[ 1 ]この地域は主に、表面を占める丘状の明るい平野で構成されています。この地域は、西側をチャク・パテラ、東側をカマクトリ・パテラで区切られています。[ 1 ] この地域には少なくとも10の火山中心があり、イオ表面の火山活動が活発な地域となっています。この地域の火山活動のほとんどはパテラとして表現され、その大きさは円形から楕円形まで様々です。パテラは国際天文学連合によって「不規則または複雑な形状で、縁が波状になっているクレーター」と定義されています。[ 2 ]この地域で最も大きな火山構造はチャク・パテラ（105 km x 48 km）です。チャク・カマクトリ地域で発見されたパテラは、チャク、バルドル・パテラ、グラノス、アバビニリ、ルアウモコ、ステロペス、カマクトリ、ティエン・ムー、ウトゥ、メントゥです。[ 1 ]
この地域には、イオにおける火山活動、地殻変動、そしてマグマのプロセスに関する手がかりとなる特徴が数多く存在します。イオで起こっている現象と同様の現象は、地球の過去にも起こったと考えられており、現在も地球上で同様の現象がいくつか発生しています。
観察
ボイジャー1号は、イオの様々な地質構造を初めて撮影した。これらの画像は後に、マグマの色から組成を推定し、噴火の順序を決定するなど、主要な火山の特徴を特定するために使用された。ボイジャーはチャク・カマクトリ地域の解像度の低い写真（5～20 km/ピクセル）を提供したため、それ以上の研究にはほとんど役立たなかった。しかし、これらの写真はチャク・パテラ、カマクトリ・パテラ、そして現在ソボ・フラクタスと考えられている別の地域の暗い部分をマッピングするのに使用された。 [ 1 ] 重要な発見は、イオに衝突クレーターが存在しないことで、これは地質学的に見て表面が急速に変化していることを意味する。
この地域を観察するために使用された主な画像は、2000年2月に行われたガリレオI27フライバイによって撮影されたもので、C21の低解像度（1.4 km/ピクセル）カラースキームと組み合わせられました。これらの画像の成功により、様々な火山の特徴が特定され、適切な名前が付けられました。[ 1 ]
地理
チャック・パテラ
ガリレオI27号によるイオフライバイでは、チャク・パテラの非常に詳細な画像（5～10m/ピクセル）が提供されました。このパテラは北緯11.8度、西経157.2度に位置し、チャク・カマクトリ地域の西端を形成しています。マヤの雷神と雨神にちなんで名付けられました。[ 1 ]パテラの壁の高さは約4kmで、平均傾斜は約70度です。[ 3 ] 大きさは105km×48kmです。[ 4 ] パテラは、両側が標高が低くなる大きな台地に位置しているようです。急峻な断崖は、崩壊を防ぐためにパテラの材質が頑丈であることを示唆しています。[ 2 ]
このパテラは、NIMSによって検出された床面の緑色物質の存在から、「ゴルフコース」と呼ばれることが多い。NIMS（近赤外質量分析計）は熱データの解釈に使用されている。パテラの床面は溶岩で覆われているが、画像では緑色が主成分か副成分かを判別できない。パテラの床面の溶岩は、ハワイのキラウエア・カルデラのような陸上のカルデラに似た形態を模倣していると考えられている。これは、カルデラが孤立しているときに膨張したり溜まったりする性質、そしてマグマ中のガスが噴出することで噴出口に流れ込む性質によって裏付けられている。これは、この地域の溶岩がどのように作用するかについての洞察を提供するのに役立つ。[ 5 ]
溶岩は縁の断層に沿って上昇する。[ 2 ] [ 5 ]この観察結果は、イオのパテラが火山活動と地殻変動の組み合わせによって形成されたことを示唆している。[ 5 ] [ 6 ]
パテラの底は、膨張した溶岩流と湖で覆われており、「バスタブリング」構造と小さな島々がそれを示唆しています。溶岩は流れ出し、その後、噴火口へと沈降します。パテラの最南端には、北から移動してきたと思われる噴火口があります。ボイジャー号からガリレオ号に至るまでの写真の変化から、噴火口の移動パターンを推測することができます。これは、ここでも発見されたホットスポットと一致しています。[ 5 ] [ 7 ]多くの論文は、パテラに 低～中程度の厚さのSO2層が存在することに同意しています。[ 1 ] [ 2 ] [ 5 ] [ 7 ]
パテラ周囲の海嶺の方向は、広域リソスフェアに関する情報を提供する可能性がある。海嶺は、パテラの壁の方向とは無関係に、一定の010°方位に向いている。また、088°方位の小さな海嶺も存在する。これらの海嶺は、地元の山岳や断層の影響を受けていないように見える。むしろ、海嶺の方向は、木星によるイオの潮汐力によって形成されていると考えられる。[ 8 ]
カマクトゥリ・パテラ
カマクトリ・パテラはチャク・カマクトリ地域の東端（北緯15度、西経136度）に位置する。この星は、雷、竜巻、戦争のアステカの神にちなんで名づけられた。パテラにはホットスポットがある。パテラの画像のほとんどはNIMSが提供しており、ガリレオのフライバイの軌道E15、I24、I27を周回している。[ 1 ] パテラの底には暗い流れがあり、縁も暗い。これはおそらく壁の基部の断層から噴出した溶岩によるものと思われる。[ 2 ]この地域には白色二酸化硫黄の濃度 が中程度に豊富である。[ 7 ] パテラの周囲には暗いハローもあり、これは暗い拡散物質で構成されている。[ 1 ] [ 2 ]パテラ内外に大量の暗い物質があり、ボイジャーとガリレオの写真の違いと相まって、この惑星が非常に活発であることを示唆している。この観察はNIMSのデータによって裏付けられています。火口の位置はパテラの東側から西側に移動しました。[ 1 ]
ソボ・フルクタス
ソボ・フラクトゥスは、イオ島のチャク・カマクトリ地域に位置する暗色の火山性流動場です。ブードゥー教の雷の精霊にちなんで名付けられました。[ 1 ] 座標は(14°N, 151°W)です。推定気温は約130Kです。暗色物質の推定面積は約1.3×10 3 km 2です。[ 9 ]暗色流動は、硫黄と二酸化 硫黄を豊富に含む火山活動の二次源と考えられる明るい溶岩流に囲まれています。[ 10 ]
表面の色
チャク・カマクトリ地域の地図作成は、主にウィリアムズらが2002年に実施した地図に基づいています。この地図作成は、地表の色と質感の違いに基づいて行われました。色と質感の違いは、どのような種類のマグマが噴出し、イオ内部に存在する物質を生み出したかを示しています。
丘陵の明るい平原
チャク・カマクトリ地域は、イオの赤道地域で見られる明るい平野の大部分を占めています。[ 1 ]これらの地域の アルベドは、暗いパテラ床物質と明るいパテラ床物質の中間にあり、SO 2 の豊富さと粒径に関連しています。[ 7 ]丘陵構造は、周囲の物質と比較して標高が高くなっている塚または尾根として説明されます。丘陵は、比較的均一なサイズ（幅約200〜500メートル、長さ約1〜2キロメートル）で発生します。それらは通常、グループで見つかります。丘陵構造は、低解像度の写真では見づらいですが、高解像度の写真では現れ、方向のパターンも示されます。チャク・パテラの東部付近では、方向は縁に対して垂直です。丘陵構造の起源についてはさまざまな学説がありますが、異なる考えを排除または支持するのに十分な情報がわかっていません。これらの領域は SO 2に富んでいます。これは、 SO 2を保存する表面のより冷たい部分を示しています。SO2がここで濃縮される低温の原因は、マグマの供給メカニズムやリソスフェアの相対的な厚さに関連している可能性がある。[ 11 ]
ダークパテラ
この物質はウィリアムズらによって、緑から灰色、そして黒色で、アルベドとテクスチャに大きなばらつきがあると説明されている。低解像度では滑らかに見えるが、高解像度では、丘や暗い物質と明るい物質の組み合わせが見られる。[ 1 ] NIMSのデータに基づくと、 SO2は少量しか存在しないと考えられている。[ 12 ] この物質はチャク・パテラで発見され、キラウエア・カルデラの底全体を模倣していると考えられている。キラウエア・カルデラの底は、苦鉄質から超苦鉄質の組成にわたる低粘性の暗い溶岩から形成される。[ 1 ] [ 5 ]丘や穴は、この種の溶岩流によく見られる膨張や噴火口の影響によるものと考えられている。暗い色の物質はより多くの熱源となる。[ 1 ]
明るいパテラ床材
明るい色のパテラ床の物質はSO2/硫黄に富んでいると考えられています。 [ 1 ]この物質は、白いSO2の凍った層と、他の元素が混ざったSO2/硫黄に富んだ堆積物のオレンジ色の層で構成されていると考えられています。[ 1 ]この物質は 主にパテラの内側で見つかりますが、縁に沿って見つかることもあります。[ 1 ]
明るい流れ
この物質は、中解像度で滑らかな流れとして示されています。色はオレンジから白まで変化し、流れの長さは幅よりも長くなっています。これらの流れは、硫黄を多く含む低粘性の流れであると解釈されます。 アルベドと横断面を用いて、流れの相対的な年代を特定します。より明るい色は、より新しい流れを表しています。[ 1 ]
分割されていない流れ
これらの物質は、比較的中程度のアルベドと、数百メートルにわたって滑らかな流れを特徴としています。周囲の地形との接触は、明暗の流動物質で観察されるほど明確ではありません。流動の起源はしばしば特定が困難です。集団内の個々の流動を区別することは困難です。硫黄/ケイ酸塩を豊富に含む噴出噴火に起源があると考えられています。[ 1 ]
ダークフロー
NIMSの観測によると、これらの溶岩流は色が濃く、通常はより高温です。一般的に、長さは幅よりも長く、高さは作り出す影によって大きくなる傾向があります。チャック・パテラ・ホットスポットは、この種の溶岩流の好例です。溶岩の組成は様々ですが、通常は粘性が低く、苦鉄質から超苦鉄質の組成です。[ 1 ]
明るい拡散素材
これらのユニットは爆発的な火砕流起源であると考えられています。その大きさは数十キロメートルに及ぶこともあります。通常、火山円錐丘（カマクトリ・パテラ）の近くで発生します。[ 1 ]
暗い拡散素材
明るい拡散物質に似ていますが、より暗い色をしています。これらは、カマクトリ・パテラの縁を囲むハローと関連しています。暗い色の物質はより多くの熱源となります。[ 1 ]
赤色拡散物質
このユニットは、この地域ではソボ・フラクタスに1つだけ分布しています。この物質は、火山円錐丘周辺の爆発的な火砕噴火に関連しています。[ 1 ]これらの物質は、 S2ガスの凝縮と短鎖硫黄の再結晶化によって火道から生成されたと考えられています[ 1 ]。
意味合い
イオ地下の火山活動と地殻の厚さの間には関連がある。地殻が薄いほど、密度が高く、苦鉄質で、暗い溶岩流が広い範囲を覆い、そこでは二次的に硫黄を多く含んだ溶岩流が発生する。逆に、地殻が厚い地域では、密度の高い溶岩はそれほど発生しない。地殻の厚さはイオ内部の潮汐力のたわみに関係していると考えられている。 [ 1 ] 暗く、噴出したばかりの物質から明るい平原物質への移行は、イオには急峻なパテラ壁を支えることができる強固な地殻物質があるという考えを裏付けるかもしれない。[ 1 ] [ 12 ]イオの リソスフェアはよく破砕されていると考えられており、これはボイジャー号とガリレオ号のフライバイの間におけるパテラのホットスポットの移動によって裏付けられている。[ 1 ] イオのリソスフェアは部分的に結晶化したマグマの海で構成されているという考え[ 13 ]は、マグマが地表に上昇する能力を変え、それによってパテラの火口の移動も変えるだろう。
参考文献
- ^ a b c d e f g h i j k l m no p q r s t u v w x y z aa abウィリアムズ、デヴィッド;ジャニ・レイドボー。ケストヘイ、ラズロ P.マキューエン、アルフレッド S.ロペス、ロザリーMC ;ドゥーテ、シルヴァン。ロナルド・グリーリー（2002年9月）。「ガリレオ画像データによるイオ州チャアック・カマックストリ地域の地質図」。地球物理研究ジャーナル。107 (E9): 5068。ビブコード: 2002JGRE..107.5068W。土井: 10.1029/2001JE001821。
- ^ a b c d e f Radebaugh, Jani; Keszthelyi, Laszlo P.; McEwen, Alfred S.; Turtle, Elizabeth P.; Jaeger, Windy; Milazzo, Moses (2001年12月25日). 「イオ島のパテラエ：新しいタイプの火山カルデラ？」(PDF) . Journal of Geophysical Research . 106 (E12): 33,005–33,020. Bibcode : 2001JGR...10633005R . doi : 10.1029/2000JE001406 .
- ^ Keszthelyi, L. (2010). 「イオのパテラエ：傾斜解析からの洞察」第41回月惑星科学会議。
- ^ウィリアムズ、デイビッド (2001). 「イオニア海のチャク・カマクトリ地域のマッピング」月惑星科学 XXXII .
- ^ a b c d e f Keszthelyi, L; McEwen, AS; Phillips, CB ; Milazzo, M.; Geissler, P.; Turtle, EP; Radebaugh, J.; Williams, DA; Simonelli, DP; Breneman, HH; Klaasen, KP; Levanas, G.; Denk, T.; Galileo SSI Team (2001年12月25日). 「ガリレオ・エウロパ・ミッションおよびガリレオ・ミレニアム・ミッションにおけるガリレオによる木星の衛星イオの火山活動の画像化」 Journal of Geophysical Research . 106 (E12): 33025. Bibcode : 2001JGR...10633025K . doi : 10.1029/2000JE001383 .
- ^ Jaeger, WL; Turtle, EP; Keszthelyi, LP; McEwen, AS (2003年8月19日). 「イオ島の造山運動」 . Journal of Geophysical Research . 108 (E8): 12–1 . Bibcode : 2001LPI....32.2045J . doi : 10.1029/2002JE001946 .
- ^ a b c d Douté, Sylvain (2004年5月). 「NIMSスペクトル画像解析によるイオ火山周辺の地質と活動」. Icarus . 169 (1): 175–196 . Bibcode : 2004Icar..169..175D . doi : 10.1016/j.icarus.2004.02.001 .
- ^バート, グウェンドリン; タートル, エリザベス P.; イェーガー, ウィンディ L.; ケストヘイ, ラズロ P.; グリーンバーグ, リチャード (2004年5月). 「イオの海嶺と潮汐応力」.イカロス. 169 (1): 111– 126. Bibcode : 2004Icar..169..111B . doi : 10.1016/j.icarus.2004.01.003 .
- ^ヴィーダー, グレン; デイヴィス, アシュリー・ジェラード; マトソン, デニス・L.; ジョンソン, トーレンス・V. (2009年11月). 「イオ：暗黒火山地帯からの熱流」.イカロス. 204 (1): 239– 253.書誌コード: 2009Icar..204..239V . doi : 10.1016/j.icarus.2009.06.027 .
- ^ロペス、ロザリー、スペンサー、ジョン (2007). 『ガリレオ以後のイオ』イギリス、チチェスター: Praxis Publishing. ISBN 978-3-540-34681-4。
- ^ウィリアムズ、デイビッド (2010). 「IOの火山活動：全球地質図作成の結果」第41回月惑星科学会議。
- ^ a b Lopes, Rosaly; Kamp, LW; Douté, S.; Smythe, WD; Carlson, RW; McEwen, AS; Geissler, PE; Kieffer, SW; Leader, FE; Davies, AG; Barbinis, E.; Mehlman, R.; Segura, M.; Shirley, J.; Soderblom, LA (2001年12月25日). 「近赤外線におけるイオ：1999年と2000年のガリレオ探査機フライバイにおけるNIMS（近赤外線マッピング分光計）の観測結果」. Journal of Geophysical Research . 106 (E12): 33,053–33,078. Bibcode : 2001JGR...10633053L . doi : 10.1029/2000JE001463 .
- ^ケストヘイ、L.;アスファルト州マキューエン。テイラー、GJ (1999)。 「イオのどろどろした地球規模のマグマ海の仮説を再検討する」。イカロス。141 (2): 415–419。Bibcode : 1999Icar..141..415K。土井：10.1006/icar.1999.6179。
