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Vulcanismo en Ío

Agosto 04, 2021

La actividad volcánica en Ío o vulcanismo en Ío, uno de los satélites de Júpiter, produce ríos de lava, pozos volcánicos y plumas[1]​ de azufre y dióxido de azufre que son lanzadas a cientos de kilómetros de altura. Esta actividad volcánica fue descubierta en 1979, por los científicos encargados de analizar las imágenes de la sonda Voyager 1.[2]​ La observación de Ío mediante las misiones espaciales del Programa Voyager, Galileo, Cassini y New Horizons, junto con los distintos observatorios astronómicos terrestres, revelaron más de 150 volcanes activos, aunque se supone la existencia de más de 400 volcanes en total en este satélite.[3]​ La actividad volcánica de Ío hace de este satélite uno de los cuatro objetos celestes volcánicamente activos que se conocen en nuestro sistema solar, junto con la Tierra, Encélado (satélite de Saturno) y Tritón (satélite de Neptuno).

El satélite Ío, con dos plumas en erupción en su superficie

La fuente de calor de Ío proviene del efecto conocido como calentamiento por marea. La variación de la fuerza de atracción de Júpiter debida a la excentricidad de la órbita de Ío y a la rotación sobre su propio eje generan intensas fricciones en el interior del satélite. Este efecto fue predicho poco tiempo antes del sobrevuelo de la Voyager 1. El calentamiento, producto de la fuerza de marea, se disipa a través de su corteza,[4]​ y difiere del calor geotérmico interno que posee la Tierra, que proviene del decaimiento radiactivo.[5]​ La ligera diferencia en la atracción gravitatoria de Júpiter hace que Ío sufra un abultamiento debido a la fuerza de marea que varía al pasar del punto más cercano al más lejano de su órbita. Esta variación que modifica la forma de Ío causa el calentamiento interno por fricción. Sin este calentamiento de marea, Ío sería similar a la Luna de la Tierra, geológicamente muerto y cubierto de cráteres por los impactos de asteroides, ya que son cuerpos de tamaño y masa similares.[4]​

La actividad volcánica de Ío ha producido la formación de cientos de centros volcánicos y extensas formaciones de lava, haciendo de este satélite el cuerpo celeste volcánicamente más activo del sistema solar. Existen tres tipos diferentes de erupciones volcánicas identificadas, difiriendo en duración, intensidad, radio de efusión, y en si la erupción se produce dentro de una «fosa volcánica», en cuyo caso este tipo particular de formación se denomina patera. La lava, compuesta principalmente por basalto, fluye en Ío por decenas o inclusive cientos de kilómetros, y es similar a la de los escudos volcánicos de nuestro planeta, tales como el Kīlauea en Hawái.[6]​ Si bien la mayor parte de la lava de Ío es basáltica, también se han detectado algunos flujos compuestos por azufre y dióxido de azufre. Además, las temperaturas de algunas erupciones han alcanzado los 1600 K (1300 °C), lo que indica que se trata de erupciones de lava de silicato ultramáficas, a muy alta temperatura.[7]​

Como resultado de la presencia de cantidades significativas de materiales sulfurosos en la superficie de Ío, algunas erupciones expulsan al espacio azufre, dióxido de azufre y material piroclástico a más de 500 km, produciendo enormes plumas volcánicas en forma de paraguas.[8]​ Estos materiales tiñen los alrededores de la erupción de un color rojizo, negro y blanco, y proporcionan material para la irregular atmósfera de Ío y la gigantesca magnetosfera de Júpiter. Las naves espaciales que a partir del año 1979 han fotografiado a Ío, han detectado numerosos cambios en su superficie como resultado de su actividad volcánica.[9]​

Descubrimiento

 
Imagen del descubrimiento de la actividad volcánica en Ío, tomada en 1979

Antes de que la sonda Voyager 1 pasara sobre Ío el 5 de marzo de 1979, se creía que era un satélite geológicamente muerto como la Luna terrestre. El descubrimiento de una nube de sodio que rodeaba a Ío condujo a la teoría de que podría estar cubierto por evaporitas.[10]​ Esta y otras conclusiones provenían de las observaciones infrarrojas realizadas desde los observatorios terrestres en la década de 1970.

Aprovechando que Ío pasaba justo bajo la sombra de Júpiter se realizaron observaciones infrarrojas con una longitud de onda de 10 μm, descubriéndose que Ío posee un flujo térmico anormalmente alto en comparación con los otros satélites galileanos.[11]​ Por aquel entonces, este fenómeno fue atribuido a una inercia térmica superior a la de Europa y Ganimedes,[12]​ pero posteriormente estas conclusiones fueron descartadas cuando se realizaron mediciones con una longitud de onda de 20 μm, las cuales sugerían que Ío tenía una superficie con propiedades similares a las de los otros satélites galileanos.[11]​ Desde entonces se ha determinado que la gran radiación térmica que Ío emite en longitudes de onda cortas se debe a la combinación de su actividad volcánica y del calentamiento solar en la superficie del satélite, mientras que en longitudes de onda largas este calentamiento debido al Sol contribuye en mayor medida que la actividad volcánica en la radiación emitida.[13]​

El 20 de febrero de 1978 fue detectado un fuerte incremento en el flujo térmico a una longitud de onda de 5 μm sobre la superficie de Ío. Una de las posibles explicaciones que consideraron los científicos que lo descubrieron fue que podría tratarse de una fuerte actividad volcánica, en cuyo caso los datos se ajustaban para un área de unos 8000 km² sobre la superficie de Ío, con una temperatura de 600 K (unos 300 °C). Sin embargo, los autores consideraron que esta hipótesis era poco probable, y en su lugar se centraron en la idea de que las emisiones de Ío provenían de su interacción con la magnetosfera de Júpiter.[14]​

Poco tiempo antes de que la Voyager 1 se encontrase con Ío, Stan Peale, Patrick Cassen y R. T. Reynolds publicaron un artículo en la revista Science prediciendo una superficie modificada por la actividad volcánica y un interior con capas diferenciadas, en lugar del interior homogéneo que se creía por entonces. Los científicos realizaron su modelo del interior de Ío teniendo en cuenta la enorme cantidad de calor producido por los efectos de marea que Júpiter produce sobre Ío debido a la órbita ligeramente excéntrica del satélite. Sus cálculos sugirieron que la cantidad de calor generado por un modelo de Ío con un interior homogéneo sería tres veces superior a la cantidad de calor producido solamente por el decaimiento radiactivo, y que este efecto sería aún mayor si el interior de Ío estuviese formado por capas diferenciadas.[4]​

 
Imagen de Loki Patera capturada por la Voyager 1, donde se observan varios flujos de lava y otros pozos volcánicos cercanos

Las primeras imágenes de la superficie de Ío tomadas por la Voyager 1 revelaron la ausencia de cráteres causados por el impacto de cuerpos menores, lo cual sugiere que su superficie es muy reciente y ha sido renovada. Los cráteres de impacto son comúnmente utilizados por los geólogos para determinar la edad de la superficie de los cuerpos rocosos del sistema solar; a mayor cantidad de cráteres le corresponde generalmente una mayor antigüedad. En su lugar, la Voyager 1 fotografió una superficie multicolor, repleta de manchas con depresiones de formas irregulares, pero que carecían de los típicos bordes elevados producidos por los cráteres de impacto. La sonda también observó rasgos característicos de flujos formados por líquidos de muy baja viscosidad, así como grandes montañas aisladas que no se asemejan a los volcanes terrestres. Las fotografías de Ío sugerían que, tal y como predijeron Peale et al., su superficie fue intensamente modificada debido a la actividad volcánica.[15]​

El 8 de marzo de 1979, tres días después de sobrevolar Júpiter, la Voyager 1 tomó imágenes de los satélites de Júpiter para ayudar a los controladores de la misión a determinar la ubicación exacta de la nave espacial, un proceso llamado «navegación óptica». Mientras procesaban las imágenes de Ío para mejorar la visibilidad del fondo de estrellas, la ingeniera de navegación Linda A. Morabito detectó una emanación de unos 300 km de altura proyectándose desde su superficie.[2]​ Al principio, la científica supuso que aquella nube se trataba de un satélite situado detrás de Ío, aunque se sabía que no podía haber ningún cuerpo de ese tamaño en las inmediaciones de ese sector del espacio. Posteriormente se determinó que aquella nebulosidad era una pluma generada por una erupción volcánica en una oscura depresión, volcán que posteriormente se denominó Pele.[16]​ A partir de este descubrimiento se descubrieron siete plumas más en las primeras imágenes obtenidas por la sonda.[16]​ También se detectaron distintas fuentes de emisión térmica, producto de ríos de lava en proceso de enfriamiento.[17]​ Cuatro meses después, la nave espacial Voyager 2 tomó nuevas fotografías de la superficie de Ío que, al compararlas con las primeras imágenes de la Voyager 1, revelaron notables cambios sobre su superficie, incluyendo nuevos depósitos de material en Aten Patera y en el volcán Surt.[18]​

Fuente de calor

La fuente principal de calor interno de Ío proviene de la aceleración de marea que sufre a causa de la enorme atracción gravitacional que ejerce Júpiter.[4]​ Esta fuente de calor difiere de la fuente de calor interna de la actividad volcánica terrestre, que es producto del decaimiento radiactivo de los isótopos y del calor residual provocado por el acrecimiento que sufrió el planeta.[5]​[19]​ Estas fuentes de calor son las que en la Tierra causan convección en el manto terrestre, la cual produce periódicamente erupciones volcánicas a lo largo de las fallas situadas en los límites de las distintas placas tectónicas.[20]​

El calentamiento de marea de Ío depende de la distancia entre éste y Júpiter, de la excentricidad de su órbita, de su composición interna y de sus características físicas.[21]​ Además, la denominada resonancia de Laplace, que provoca que los satélites galileanos posean una relación simple entre sus períodos orbitales, mantiene la excentricidad de la órbita de Ío (previene que su órbita se torne circular). La excentricidad de su órbita produce que las mareas originen diferencias en el abultamiento de hasta 100 m, ya que la atracción gravitatoria a la que está sometido varía levemente entre el apoapsis (punto de su órbita más alejado de Júpiter) y el periapsis (más cercano) de su órbita. Esta variación en la atracción de marea produce la suficiente fricción en el interior de Ío como para causar un calentamiento e incluso un derretimiento significativo.

A diferencia de la Tierra, donde la mayor parte del calor interno es disipado a través de la corteza terrestre, en Ío el calor interno es liberado a través de grietas en su corteza produciendo una gran actividad volcánica y generando así enormes emanaciones térmicas, con una emisión global de calor del orden de entre 0,6 y 1,6 × 1014 W. Los modelos de su órbita sugieren que la cantidad de calentamiento de marea producido en el interior de Ío va cambiando con el tiempo, y que el flujo de calor actual no es representativo del promedio a largo plazo.[21]​ Las emanaciones de calor observadas provenientes del interior de Ío son mayores que las estimaciones del producido por calentamiento de marea, lo que sugiere que Ío se está enfriando después de haber atravesado un período de actividad intensa.[22]​

Composición

 
Imagen de la Voyager 1 donde se ven fosas volcánicas y ríos de lava en las cercanías de Ra Patera

El análisis posterior de las imágenes tomadas por las dos misiones Voyager permitió a los científicos suponer que la lava que mana en Ío está compuesta principalmente por varias formas elementales de alótropos de azufre fundidos.[23]​ Se encontró que la coloración de la lava era similar a la de algunos alótropos conocidos. Las diferencias en el color y brillo de la lava son función de la temperatura del azufre poliatómico y de las uniones entre sus átomos. Los análisis de los flujos que emanan de Ra Patera revelaron materiales de diferentes colores en función de la distancia al orificio, todos asociados con azufre líquido: los materiales más cercanos al centro de la erupción están formados por materiales oscuros (con albedos muy bajos), y presentan temperaturas cercanas a los 525 K (252 °C); a medida que aumenta la distancia los materiales se tornan de un color rojizo, con temperaturas algo menores, en torno a 450 K (177 °C); y los materiales más alejados del punto de emanación poseen un color anaranjado a 425 K (152 °C).[23]​ Este patrón de colores corresponde al flujo de lava radial originado a partir del orificio de la patera, que se va enfriando a medida que se desplaza.

Por otra parte, los datos de la radiación térmica tomados durante las emisiones de Loki Patera por la Voyager 1 (en particular, por un instrumento acoplado denominado infrared interferometer spectrometer and radiometer, o IRIS por sus siglas) revelaron que la temperatura obtenida era consistente con el vulcanismo sulfúrico.[17]​ Sin embargo, el IRIS no era capaz de detectar longitudes de onda correspondientes a temperaturas más elevadas, lo que se traduce en que las temperaturas debidas al vulcanismo de silicatos no fueron descubiertas por la primera misión Voyager. A pesar de esto, los científicos del programa Voyager dedujeron que el silicato debería desempeñar un rol importante en la joven apariencia de la superficie de Ío, debido a la elevada densidad del satélite y a las empinadas laderas formadas a lo largo de las paredes de la patera, las cuales solo podían ser explicadas por la presencia de silicatos.[24]​ La comunidad científica se vio involucrada en un debate en torno a la composición de la lava de Ío, sobre si ésta contenía silicatos o solamente materiales sulfurosos, ya que las evidencias estructurales apuntaban hacia una dirección y las evidencias espectroscópicas y térmicas a otra distinta.[25]​

Los estudios de radiación infrarroja realizados desde la Tierra en las décadas de 1980 y 1990 cambiaron el paradigma de un vulcanismo donde el azufre era predominante a uno donde el vulcanismo de silicato pasa a ser el principal, y el azufre toma menor importancia.[25]​ En 1986, unas mediciones sobre una erupción detectada sobre el hemisferio frontal de Ío revelaron temperaturas de al menos unos 900 K (600 °C), un valor superior al punto de ebullición del azufre (715 K / 442 °C), lo cual indica que al menos algunos flujos de la lava de Ío están compuestos íntegramente por silicatos.[26]​ También se encontraron temperaturas similares al observar la erupción de Surt en 1979 durante las dos misiones Voyager, y la erupción observada por Witteborn et al. en 1978.[14]​[27]​ Además, los modelos de los flujos de lava de silicato en Ío sugieren que se enfriaron muy rápidamente, causando que su emisión térmica esté dominada por los componentes de bajas temperaturas, como los flujos solidificados, en oposición a las pequeñas áreas cubiertas todavía por lava fundida con temperaturas cercanas a la de la erupción.[28]​

 
Mapa de la emisión térmica de Ío por la sonda Galileo.

En las décadas de 1990 y 2000, la sonda Galileo realizó distintas mediciones de la temperatura sobre los numerosos focos de radiación térmica de Ío y del espectro de los materiales oscuros de Ío, medidas que confirmaron la actividad volcánica de silicatos, incluyendo lava basáltica con compuestos máficos y ultramáficos (con abundante magnesio). Las temperaturas obtenidas por el Solid-State Imager (SSI) y por el Near-Infrared Mapping Spectrometer (NIMS), ambos de la sonda Galileo, revelaron la existencia de varios focos térmicos con materiales a altas temperaturas, entre 1200 K (900 °C) y 1600 K (1.300 °C), como en el caso de la erupción de Pillan Patera en 1997.[6]​ Las estimaciones iniciales durante el curso de la misión Galileo sugerían que las temperaturas de las erupciones alcanzaron los 2000 K (1700 °C),[29]​ pero posteriormente se comprobó que los modelos aplicados fueron incorrectos y que las temperaturas reales fueron sobrestimadas.[6]​

Las observaciones espectrales de los materiales oscuros de Ío sugieren la presencia de ortopiroxenos, como la enstatita, un mineral silicáceo rico en magnesio muy frecuente en el basalto máfico y ultramáfico. Estos materiales oscuros suelen encontrarse en los pozos volcánicos, en los flujos de lava fluida, y en los depósitos de rocas piroclásticas situados alrededor de las erupciones volcánicas recientes.[30]​ La medición de la temperatura de la lava y del análisis de su espectro sugiere que algunos tipos de lava pueden ser similares a la lava komatita terrestre.[31]​ Otro factor que puede incrementar la temperatura de las erupciones volcánicas es el calentamiento por compresión durante su ascensión a la superficie.[6]​

Aunque en la comunidad científica el debate entre el azufre y el silicato persistió entre las misiones Voyager y Galileo, el azufre y el gas sulfúrico no dejan de desempeñar un papel importante en los fenómenos observados en Ío. En las plumas generadas por los volcanes se han detectado ambos materiales, siendo el azufre el principal componente de las plumas de tipo Pele.[32]​ Se han identificado algunos flujos de considerable brillo en Ío, como por ejemplo en Tsũi Goab Fluctus, Emakong Patera y Balder Patera, los cuales sugieren un intenso vulcanismo de azufre y dióxido de azufre.[33]​

Tipos de erupciones

Las distintas observaciones realizadas sobre Ío, ya sean por las misiones espaciales o desde los observatorios terrestres, han permitido identificar diferentes tipos de erupciones sobre el satélite. Los tres tipos principales de emanaciones volcánicas son las «erupciones intra-patera», las «erupciones de flujo» y las «erupciones explosivas». Estas difieren principalmente en su duración, energía liberada, temperatura (determinada por las imágenes infrarrojas), tipo de lava, o en si la erupción se encuentra confinada dentro de un pozo volcánico.[7]​

Erupciones del tipo intra-patera

 
Tupan Patera, un ejemplo de depresión volcánica

Las erupciones del tipo intra-patera ocurren dentro de una depresión volcánica conocida como patera,[34]​ término latino utilizado por la Unión Astronómica Internacional, la cual generalmente tiene un suelo plano rodeado de paredes verticales. Las pateras se asemejan a las calderas terrestres, pero se desconoce si se forman cuando una cámara vacía de lava colapsa, como sí ocurre con las calderas. Una de las hipótesis sugiere que las pateras se producen cuando sale a superficie una lámina volcánica, haciendo que parte del material de la corteza que ha colapsado sea expulsado y el resto integrado en la lámina fundente.[35]​ Algunas pateras muestran evidencias de múltiples colapsos, como en la cima de la caldera del Monte Olimpo en Marte o del Kīlauea en la Tierra, lo que sugiere que ocasionalmente pueden formarse de manera similar a las calderas volcánicas.[34]​ A diferencia de algunas estructuras volcánicas similares de la Tierra y de Marte, por lo general en Ío estas depresiones no se encuentran en la cima de los escudos volcánicos y son mucho más extensas, con diámetros que en promedio rondan los 41 km y profundidades de 1,5 km.[34]​ La depresión volcánica más grande de Ío es Loki Patera, con 202 km de diámetro. Por otro lado, la morfología y la distribución de muchas de las pateras sugieren que están controladas estructuralmente, estando en buena parte rodeadas por fallas o montañas.[34]​

 
Imagen infrarroja que muestra la emisión térmica nocturna de un lago de lava en Pele Patera

Este tipo de erupción puede tomar dos formas; ya sea un lago de lava, o un río de lava esparcido por la superficie de la patera.[3]​[36]​ Resulta complicado diferenciar entre estas dos formaciones, debido a que ambas emiten radiación térmica muy similar si no se dispone de la resolución adecuada, pero fue posible hacerlo en los siete sobrevuelos que la nave Galileo realizó sobre Ío.

Las erupciones del tipo intra-patera, como la erupción de Gish Bar Patera en el año 2001, pueden ser tan voluminosas que la lava puede verse esparciéndose por las llanuras de Ío.[36]​ También fueron observadas características similares en otras pateras, como Camaxtli Patera, lo que sugiere que los flujos de lava renuevan sus suelos periódicamente.[37]​

Los lagos de lava de Ío son depresiones cubiertas parcialmente con lava fundida y con una capa superficial o corteza solidificada muy fina. Estos lagos de lava están directamente conectados con los depósitos de magma que se encuentran debajo.[38]​ Las observaciones de la radiación térmica de varios de estos lagos de lava revelaron la existencia de rocas fundidas muy brillantes a lo largo del margen de las pateras, causadas por el resquebrajamiento de la corteza del borde de la patera. Con el tiempo, debido a que la lava solidificada es más densa que el magma fundido que se encuentra debajo, la corteza puede volver a hundirse, produciendo un incremento de la emisión térmica del volcán.[39]​ En algunos lagos de lava, como el que se encuentra en Pele, este fenómeno ocurre de manera frecuente, haciendo de Pele uno de los focos emisores de calor más intensos en el infrarrojo cercano de todo el satélite.[40]​ En otros lugares, como en Loki Patera, este fenómeno ocurre esporádicamente. Durante uno de estos episodios de hundimiento de la corteza, Loki llega a emitir hasta diez veces más calor que cuando su corteza se encuentra estable.[41]​ En estos lagos de lava donde los hundimientos suceden de manera menos frecuente, las erupciones provocan una ola de derrumbamiento que se va extendiendo por la corteza a un ritmo de 1 km cada día, hasta que la corteza se renueva por completo. Una vez que la nueva corteza se enfría y aumenta su espesor, comenzará una nueva erupción, repitiéndose el proceso.[42]​

Erupciones de flujo

 
Culann Patera, ejemplo de una erupción de flujo

Las erupciones de flujo son eventos duraderos que producen vastas extensiones de flujos de lava. El gran alcance de este tipo de erupciones hace que la mayor parte de la superficie del satélite esté compuesta por la lava que se expele en ellas. En las erupciones de flujo, el magma emerge a la superficie a través de las aberturas de salida de las pateras, ya se encuentren en su suelo o rodeándolas, o a través de las fisuras volcánicas de las llanuras, produciendo flujos de lava similares a los que se observan en el volcán Kīlauea de Hawái.[37]​ Las imágenes obtenidas por la nave espacial Galileo revelaron que muchos de los flujos de Ío más prominentes, como los de Prometheus Patera y Amirani Patera, son producidos por brotes de lava que emergen a través de pequeñas grietas situadas sobre flujos de lava anteriores ya solidificados.[37]​ Las erupciones de flujo se diferencian de las erupciones explosivas principalmente por su longevidad y por una menor liberación de energía por unidad de tiempo.[7]​ En las erupciones de flujo generalmente la lava es expulsada de forma constante, pudiendo permanecer así durante años o incluso décadas.

Se han observado regiones activas de ríos de lava de más de 300 km de longitud provenientes de las pateras Amirani y Masubi. Lei-Kung Fluctus, una región de lava relativamente inactiva, cubre más de 125 000 km², un área ligeramente mayor que Nicaragua.[43]​ La nave espacial Galileo no pudo determinar el espesor de estas regiones de lava, pero las grietas sobre su superficie tienen una profundidad estimada de 1 metro. En muchas ocasiones, a través de estas grietas la lava activa brota a la superficie y es expulsada hasta decenas o cientos de kilómetros de distancia de la abertura de salida, pudiendo observarse una pequeña cantidad de emisión térmica entre la ruptura y la expulsión. Esto sugiere que la lava fluye desde la abertura hasta la ruptura a través de tubos de lava.[44]​

Si bien las erupciones de flujo tienen generalmente un ritmo constante de erupción, también se han observado grandes brotes de lava en algunos lugares donde este tipo de erupción es predominante. Por ejemplo, el borde principal de la región de lava de Prometheus se desplazó entre 75 y 95 km desde las observaciones realizadas por la Voyager en 1979 hasta la misión Galileo en 1996.[45]​ Aunque este tipo de erupciones parecen ser eclipsadas por las erupciones explosivas, la tasa promedio de flujo de este tipo de erupciones es mucho mayor que la observada en erupciones terrestres. Por ejemplo, durante la misión Galileo se observó que los flujos provenientes de las pateras Prometheus y Amirani cubrían la superficie de los alrededores a un ritmo que rondaba los 35-60 m² por segundo, tasa mucho mayor que los 0,6 m² por segundo del Kīlauea en la Tierra.[46]​

Erupciones explosivas

 
Imágenes tomadas por la nave Galileo en 1999 donde se observan fuentes y flujos de lava en Tvashtar Patera

Las erupciones explosivas son el tipo de erupción más distintivo de Ío. Estas erupciones, a veces conocidas como «estallidos», pueden ser detectadas inclusive desde los observatorios astronómicos de la Tierra y se caracterizan por su corta duración con períodos de actividad de tan solo semanas o meses. Además, las erupciones explosivas se inician rápidamente emitiendo grandes volúmenes de lava y altas emisiones térmicas.[47]​ Producen un aumento significativo en la emisión global de radiación en el infrarrojo cercano de Ío durante un corto período de tiempo. Hasta ahora, la erupción volcánica más potente que se ha registrado fue el estallido del volcán Surt, el 22 de febrero de 2001, que fue detectado por los observatorios terrestres.[48]​

Las erupciones explosivas ocurren cuando un depósito de magma denominado dique, situado en la profundidad de un manto parcialmente fundido, alcanza la superficie donde se había formado una fisura. Esto resulta en expulsiones espectaculares de fuentes de lava.[49]​ Durante el comienzo de una erupción explosiva, la radiación térmica predominante se sitúa entre 1-3 μm. Esta radiación es producida por la expulsión de grandes cantidades de lava incandescente en las fuentes de lava de la abertura.[50]​ Las erupciones explosivas que se produjeron en Tvashtar en noviembre de 1999 y febrero de 2007 alcanzaron 25 km de largo y 1 km de altura, y se produjeron en una pequeña patera contenida dentro del enorme complejo de pateras Tvashtar Paterae.[49]​[51]​

La enorme cantidad de lava fundida expuesta en estas fuentes ha proporcionado a los investigadores una excelente oportunidad para medir la temperatura real de la lava de Ío. Las mediciones arrojaron temperaturas cercanas a los 1600 K (1300 °C), por lo que la lava que predomina en este tipo de erupciones tiene una composición ultramáfica similar a las komatitas del Precámbrico; aunque tampoco se puede descartar que el calentamiento del magma durante su ascenso a la superficie sea un factor en la temperatura de la lava.[6]​

 
Dos imágenes tomadas por la nave Galileo en 1997 que muestran los efectos de las erupciones explosivas en Pillan Patera

Aunque el período de mayor actividad dura del orden de unos pocos días o semanas, este tipo de erupciones continúan activas hasta pasadas semanas o incluso meses, produciendo voluminosos flujos de lava de silicatos.

En 1997 se originó una gran erupción explosiva en una fisura volcánica al noroeste de Pillan Patera, produciendo más de 31 km³ de lava durante un período de entre 2,5 y 5,5 meses, que posteriormente inundó toda la superficie de Pillan Patera formando un enorme lago de lava.[52]​ Las observaciones de la sonda Galileo sugieren que durante esta erupción de 1997 el ritmo de expansión de la lava se situó entre 1000 y 3000 m² por segundo. La profundidad del flujo de lava se estima que alcanzó los 10 metros, que comparado al metro de profundidad de los flujos observados sobre las áreas inundadas de Prometheus y Amirani pone de manifiesto su enorme magnitud. La misma sonda registró en 2001 una erupción similar en Thor Patera, donde se pudo observar una rápida expansión de los flujos de lava.[3]​ Algunos de estos flujos tienen ritmos de expansión similares a los que acontecieron en la erupción del volcán Laki en Islandia durante el año 1783 y otras erupciones basálticas de la Tierra.[7]​

Las erupciones explosivas pueden producir breves pero dramáticos cambios en la superficie que rodea el área de la erupción, como la formación de enormes depósitos de plumas y material piroclástico debido a la exsolución del gas en las fuentes de lava.[50]​ La erupción de Pillan Patera de 1997 produjo un depósito de material de silicato y dióxido de azufre de unos 400 km de ancho.[52]​ Las erupciones del complejo Tvashtar en los años 2000 y 2007 generaron plumas volcánicas de hasta 330 km de altura, que depositaron un anillo rojizo de azufre y dióxido de azufre de 1200 km de anchura.[53]​ A pesar de la dramática apariencia de estas estructuras, al no poseer un reabastecimiento continuo de material fundido la región cercana al punto de erupción regresa después de un tiempo a la apariencia que tenía previamente al acontecimiento, ya sea al cabo de varios meses, como Grian Patera, o al cabo de varios años, como Pillan Patera.[9]​

Plumas

 
Secuencia de imágenes tomadas por la sonda New Horizons donde se observa la pluma volcánica producida por el volcán Tvashtar, que alcanza los 330 km de altura.

El descubrimiento de las plumas volcánicas sobre Pele y Loki en 1979 proporcionó las primeras evidencias de que Ío era geológicamente activo.[2]​ Generalmente las plumas se forman cuando algunos materiales volátiles como el azufre o el dióxido de azufre son eyectados por los volcanes a velocidades cercanas a 1 km por segundo, creando gigantescas nubes de polvo y gas en forma de paraguas. Otros materiales que pueden encontrarse en las plumas volcánicas son el sodio, el potasio y el cloro.[54]​[55]​ La apariencia de este tipo de plumas volcánicas, las cuales suceden con poca frecuencia, es sorprendente. De los aproximadamente 150 volcanes activos observados en Ío, sólo se han observado plumas en una decena de ellos.[8]​[51]​ El área de alcance de los flujos de lava es limitada, lo que indica que gran parte de su superficie se renueva con el material de las plumas volcánicas.[9]​

La tenue atmósfera de Ío está compuesta en su mayor parte por dióxido de azufre (SO2), cuya fuente principal es el vulcanismo y, en particular, las plumas volcánicas. Debido a que las plumas más activas se concentran alrededor del ecuador del satélite, la atmósfera posee mayor grosor y densidad en dicha zona.[56]​

El tipo de pluma volcánica más frecuente en Ío es la pluma de polvo, o «plumas del tipo Prometheus», y se producen cuando un flujo de lava a medida que avanza vaporiza las capas subyacentes de dióxido de azufre helado, enviando el material hacia el cielo.[57]​ Entre los ejemplos de este tipo de plumas caben destacar los volcanes Prometheus, Amirani, Zamama y Masubi. Estas plumas por lo general no alcanzan los 100 km de altura y emergen a velocidades cercanas a los 0,5 km/s.[58]​ Son ricas en polvo, con una columna central muy densa y una parte superior de choque, dándole así una forma similar a la de un paraguas. El fenómeno de choque que se produce en la parte superior de la pluma se origina debido a que las partículas que ascienden a velocidades supersónicas colisionan con las que se encuentran descendiendo, provocando así una deceleración repentina que forma un choque alrededor del límite de la velocidad del sonido local.[59]​ Estas plumas suelen formar depósitos circulares brillantes con radios entre 100 y 250 km que consisten principalmente de dióxido de azufre congelado. Este tipo de plumas suelen originarse en las «erupciones de flujo», por lo que son muy longevas. Cuatro de las seis plumas de tipo Prometheus detectadas por la Voyager 1 en 1979 volvieron a ser vistas posteriormente por la misión Galileo, y más tarde por la misión New Horizons en el año 2007.[16]​[51]​ Aunque las plumas de polvo pueden ser vistas con claridad en las imágenes tomadas por las naves espaciales si se encuentran iluminadas por el Sol (reflejan la luz del espectro visible), algunas de estas plumas poseen un halo exterior mucho más tenue, formadas principalmente por materiales ricos en gases que alcanzan alturas similares a las plumas del tipo Pele (las más elevadas).[8]​

No obstante, las plumas más grandes son las «plumas tipo Pele», las cuales se forman cuando el azufre y el dióxido de azufre sufren un proceso de exsolución en el magma, en las aberturas o en los lagos de lava, llevándose consigo material piroclástico de silicato.[8]​ Las pocas plumas de este tipo que se han observado se han relacionado con las erupciones explosivas, y por tanto su duración es muy corta.[7]​ La excepción a esto lo constituye el volcán Pele, que está asociado con una erupción de flujo activa del tipo lago de lava y por tanto muy longeva, aunque esta pluma es en ocasiones intermitente.[8]​ El tipo de plumas Pele está asociado con altas presiones y altas temperaturas en la abertura, lo que genera velocidades de erupción de 1 km/s (casi la mitad de la velocidad de escape del satélite) y le permite alcanzar alturas de entre 300 y 500 km.[58]​ Forman depósitos rojos de materiales, debido a los sulfuros de cadena corta, y depósitos negros, de silicatos piroclásticos. Ejemplo de ello son las enormes estructuras rojizas en forma de anillo de Pele, con más de 1000 km de diámetro.[9]​ Por lo general, este tipo de plumas son más tenues que las plumas Prometheus, debido a que poseen menos polvo, y por este motivo en algunos casos se las denomina «plumas sigilosas»; así, algunas de estas plumas sólo pueden ser observadas en imágenes de radiación ultravioleta o durante los eclipses de Júpiter. El poco polvo que puede verse por iluminación solar (en el espectro visible) se genera cuando los gases de azufre y dióxido de azufre se condensan al alcanzar la cima de su trayectoria parabólica.[8]​ Por este motivo, este tipo de plumas no poseen una densa columna central, a diferencia de las del tipo Prometheus en las cuales el polvo es generado en el mismo punto de expulsión. Algunos ejemplos de plumas tipo Pele son el propio Pele, Tvashtar, y el volcán Grian.[8]​

Véase también

Referencias

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Enlaces externos

  • Ío en solarviews.com, por Calvin J. Hamilton (traducido por Antonio Bello).
  • Imágenes de la actividad volcánica en Ío
  •   Datos: Q3096
  •   Multimedia: Volcanoes of Io

Agosto 04, 2021
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La actividad volcanica en Io o vulcanismo en Io uno de los satelites de Jupiter produce rios de lava pozos volcanicos y plumas 1 de azufre y dioxido de azufre que son lanzadas a cientos de kilometros de altura Esta actividad volcanica fue descubierta en 1979 por los cientificos encargados de analizar las imagenes de la sonda Voyager 1 2 La observacion de Io mediante las misiones espaciales del Programa Voyager Galileo Cassini y New Horizons junto con los distintos observatorios astronomicos terrestres revelaron mas de 150 volcanes activos aunque se supone la existencia de mas de 400 volcanes en total en este satelite 3 La actividad volcanica de Io hace de este satelite uno de los cuatro objetos celestes volcanicamente activos que se conocen en nuestro sistema solar junto con la Tierra Encelado satelite de Saturno y Triton satelite de Neptuno El satelite Io con dos plumas en erupcion en su superficie La fuente de calor de Io proviene del efecto conocido como calentamiento por marea La variacion de la fuerza de atraccion de Jupiter debida a la excentricidad de la orbita de Io y a la rotacion sobre su propio eje generan intensas fricciones en el interior del satelite Este efecto fue predicho poco tiempo antes del sobrevuelo de la Voyager 1 El calentamiento producto de la fuerza de marea se disipa a traves de su corteza 4 y difiere del calor geotermico interno que posee la Tierra que proviene del decaimiento radiactivo 5 La ligera diferencia en la atraccion gravitatoria de Jupiter hace que Io sufra un abultamiento debido a la fuerza de marea que varia al pasar del punto mas cercano al mas lejano de su orbita Esta variacion que modifica la forma de Io causa el calentamiento interno por friccion Sin este calentamiento de marea Io seria similar a la Luna de la Tierra geologicamente muerto y cubierto de crateres por los impactos de asteroides ya que son cuerpos de tamano y masa similares 4 La actividad volcanica de Io ha producido la formacion de cientos de centros volcanicos y extensas formaciones de lava haciendo de este satelite el cuerpo celeste volcanicamente mas activo del sistema solar Existen tres tipos diferentes de erupciones volcanicas identificadas difiriendo en duracion intensidad radio de efusion y en si la erupcion se produce dentro de una fosa volcanica en cuyo caso este tipo particular de formacion se denomina patera La lava compuesta principalmente por basalto fluye en Io por decenas o inclusive cientos de kilometros y es similar a la de los escudos volcanicos de nuestro planeta tales como el Kilauea en Hawai 6 Si bien la mayor parte de la lava de Io es basaltica tambien se han detectado algunos flujos compuestos por azufre y dioxido de azufre Ademas las temperaturas de algunas erupciones han alcanzado los 1600 K 1300 C lo que indica que se trata de erupciones de lava de silicato ultramaficas a muy alta temperatura 7 Como resultado de la presencia de cantidades significativas de materiales sulfurosos en la superficie de Io algunas erupciones expulsan al espacio azufre dioxido de azufre y material piroclastico a mas de 500 km produciendo enormes plumas volcanicas en forma de paraguas 8 Estos materiales tinen los alrededores de la erupcion de un color rojizo negro y blanco y proporcionan material para la irregular atmosfera de Io y la gigantesca magnetosfera de Jupiter Las naves espaciales que a partir del ano 1979 han fotografiado a Io han detectado numerosos cambios en su superficie como resultado de su actividad volcanica 9 Indice 1 Descubrimiento 2 Fuente de calor 3 Composicion 4 Tipos de erupciones 4 1 Erupciones del tipo intra patera 4 2 Erupciones de flujo 4 3 Erupciones explosivas 5 Plumas 6 Vease tambien 7 Referencias 8 Enlaces externosDescubrimiento Editar Imagen del descubrimiento de la actividad volcanica en Io tomada en 1979 Antes de que la sonda Voyager 1 pasara sobre Io el 5 de marzo de 1979 se creia que era un satelite geologicamente muerto como la Luna terrestre El descubrimiento de una nube de sodio que rodeaba a Io condujo a la teoria de que podria estar cubierto por evaporitas 10 Esta y otras conclusiones provenian de las observaciones infrarrojas realizadas desde los observatorios terrestres en la decada de 1970 Aprovechando que Io pasaba justo bajo la sombra de Jupiter se realizaron observaciones infrarrojas con una longitud de onda de 10 mm descubriendose que Io posee un flujo termico anormalmente alto en comparacion con los otros satelites galileanos 11 Por aquel entonces este fenomeno fue atribuido a una inercia termica superior a la de Europa y Ganimedes 12 pero posteriormente estas conclusiones fueron descartadas cuando se realizaron mediciones con una longitud de onda de 20 mm las cuales sugerian que Io tenia una superficie con propiedades similares a las de los otros satelites galileanos 11 Desde entonces se ha determinado que la gran radiacion termica que Io emite en longitudes de onda cortas se debe a la combinacion de su actividad volcanica y del calentamiento solar en la superficie del satelite mientras que en longitudes de onda largas este calentamiento debido al Sol contribuye en mayor medida que la actividad volcanica en la radiacion emitida 13 El 20 de febrero de 1978 fue detectado un fuerte incremento en el flujo termico a una longitud de onda de 5 mm sobre la superficie de Io Una de las posibles explicaciones que consideraron los cientificos que lo descubrieron fue que podria tratarse de una fuerte actividad volcanica en cuyo caso los datos se ajustaban para un area de unos 8000 km sobre la superficie de Io con una temperatura de 600 K unos 300 C Sin embargo los autores consideraron que esta hipotesis era poco probable y en su lugar se centraron en la idea de que las emisiones de Io provenian de su interaccion con la magnetosfera de Jupiter 14 Poco tiempo antes de que la Voyager 1 se encontrase con Io Stan Peale Patrick Cassen y R T Reynolds publicaron un articulo en la revista Science prediciendo una superficie modificada por la actividad volcanica y un interior con capas diferenciadas en lugar del interior homogeneo que se creia por entonces Los cientificos realizaron su modelo del interior de Io teniendo en cuenta la enorme cantidad de calor producido por los efectos de marea que Jupiter produce sobre Io debido a la orbita ligeramente excentrica del satelite Sus calculos sugirieron que la cantidad de calor generado por un modelo de Io con un interior homogeneo seria tres veces superior a la cantidad de calor producido solamente por el decaimiento radiactivo y que este efecto seria aun mayor si el interior de Io estuviese formado por capas diferenciadas 4 Imagen de Loki Patera capturada por la Voyager 1 donde se observan varios flujos de lava y otros pozos volcanicos cercanos Las primeras imagenes de la superficie de Io tomadas por la Voyager 1 revelaron la ausencia de crateres causados por el impacto de cuerpos menores lo cual sugiere que su superficie es muy reciente y ha sido renovada Los crateres de impacto son comunmente utilizados por los geologos para determinar la edad de la superficie de los cuerpos rocosos del sistema solar a mayor cantidad de crateres le corresponde generalmente una mayor antiguedad En su lugar la Voyager 1 fotografio una superficie multicolor repleta de manchas con depresiones de formas irregulares pero que carecian de los tipicos bordes elevados producidos por los crateres de impacto La sonda tambien observo rasgos caracteristicos de flujos formados por liquidos de muy baja viscosidad asi como grandes montanas aisladas que no se asemejan a los volcanes terrestres Las fotografias de Io sugerian que tal y como predijeron Peale et al su superficie fue intensamente modificada debido a la actividad volcanica 15 El 8 de marzo de 1979 tres dias despues de sobrevolar Jupiter la Voyager 1 tomo imagenes de los satelites de Jupiter para ayudar a los controladores de la mision a determinar la ubicacion exacta de la nave espacial un proceso llamado navegacion optica Mientras procesaban las imagenes de Io para mejorar la visibilidad del fondo de estrellas la ingeniera de navegacion Linda A Morabito detecto una emanacion de unos 300 km de altura proyectandose desde su superficie 2 Al principio la cientifica supuso que aquella nube se trataba de un satelite situado detras de Io aunque se sabia que no podia haber ningun cuerpo de ese tamano en las inmediaciones de ese sector del espacio Posteriormente se determino que aquella nebulosidad era una pluma generada por una erupcion volcanica en una oscura depresion volcan que posteriormente se denomino Pele 16 A partir de este descubrimiento se descubrieron siete plumas mas en las primeras imagenes obtenidas por la sonda 16 Tambien se detectaron distintas fuentes de emision termica producto de rios de lava en proceso de enfriamiento 17 Cuatro meses despues la nave espacial Voyager 2 tomo nuevas fotografias de la superficie de Io que al compararlas con las primeras imagenes de la Voyager 1 revelaron notables cambios sobre su superficie incluyendo nuevos depositos de material en Aten Patera y en el volcan Surt 18 Fuente de calor EditarLa fuente principal de calor interno de Io proviene de la aceleracion de marea que sufre a causa de la enorme atraccion gravitacional que ejerce Jupiter 4 Esta fuente de calor difiere de la fuente de calor interna de la actividad volcanica terrestre que es producto del decaimiento radiactivo de los isotopos y del calor residual provocado por el acrecimiento que sufrio el planeta 5 19 Estas fuentes de calor son las que en la Tierra causan conveccion en el manto terrestre la cual produce periodicamente erupciones volcanicas a lo largo de las fallas situadas en los limites de las distintas placas tectonicas 20 El calentamiento de marea de Io depende de la distancia entre este y Jupiter de la excentricidad de su orbita de su composicion interna y de sus caracteristicas fisicas 21 Ademas la denominada resonancia de Laplace que provoca que los satelites galileanos posean una relacion simple entre sus periodos orbitales mantiene la excentricidad de la orbita de Io previene que su orbita se torne circular La excentricidad de su orbita produce que las mareas originen diferencias en el abultamiento de hasta 100 m ya que la atraccion gravitatoria a la que esta sometido varia levemente entre el apoapsis punto de su orbita mas alejado de Jupiter y el periapsis mas cercano de su orbita Esta variacion en la atraccion de marea produce la suficiente friccion en el interior de Io como para causar un calentamiento e incluso un derretimiento significativo A diferencia de la Tierra donde la mayor parte del calor interno es disipado a traves de la corteza terrestre en Io el calor interno es liberado a traves de grietas en su corteza produciendo una gran actividad volcanica y generando asi enormes emanaciones termicas con una emision global de calor del orden de entre 0 6 y 1 6 1014 W Los modelos de su orbita sugieren que la cantidad de calentamiento de marea producido en el interior de Io va cambiando con el tiempo y que el flujo de calor actual no es representativo del promedio a largo plazo 21 Las emanaciones de calor observadas provenientes del interior de Io son mayores que las estimaciones del producido por calentamiento de marea lo que sugiere que Io se esta enfriando despues de haber atravesado un periodo de actividad intensa 22 Composicion Editar Imagen de la Voyager 1 donde se ven fosas volcanicas y rios de lava en las cercanias de Ra Patera El analisis posterior de las imagenes tomadas por las dos misiones Voyager permitio a los cientificos suponer que la lava que mana en Io esta compuesta principalmente por varias formas elementales de alotropos de azufre fundidos 23 Se encontro que la coloracion de la lava era similar a la de algunos alotropos conocidos Las diferencias en el color y brillo de la lava son funcion de la temperatura del azufre poliatomico y de las uniones entre sus atomos Los analisis de los flujos que emanan de Ra Patera revelaron materiales de diferentes colores en funcion de la distancia al orificio todos asociados con azufre liquido los materiales mas cercanos al centro de la erupcion estan formados por materiales oscuros con albedos muy bajos y presentan temperaturas cercanas a los 525 K 252 C a medida que aumenta la distancia los materiales se tornan de un color rojizo con temperaturas algo menores en torno a 450 K 177 C y los materiales mas alejados del punto de emanacion poseen un color anaranjado a 425 K 152 C 23 Este patron de colores corresponde al flujo de lava radial originado a partir del orificio de la patera que se va enfriando a medida que se desplaza Por otra parte los datos de la radiacion termica tomados durante las emisiones de Loki Patera por la Voyager 1 en particular por un instrumento acoplado denominado infrared interferometer spectrometer and radiometer o IRIS por sus siglas revelaron que la temperatura obtenida era consistente con el vulcanismo sulfurico 17 Sin embargo el IRIS no era capaz de detectar longitudes de onda correspondientes a temperaturas mas elevadas lo que se traduce en que las temperaturas debidas al vulcanismo de silicatos no fueron descubiertas por la primera mision Voyager A pesar de esto los cientificos del programa Voyager dedujeron que el silicato deberia desempenar un rol importante en la joven apariencia de la superficie de Io debido a la elevada densidad del satelite y a las empinadas laderas formadas a lo largo de las paredes de la patera las cuales solo podian ser explicadas por la presencia de silicatos 24 La comunidad cientifica se vio involucrada en un debate en torno a la composicion de la lava de Io sobre si esta contenia silicatos o solamente materiales sulfurosos ya que las evidencias estructurales apuntaban hacia una direccion y las evidencias espectroscopicas y termicas a otra distinta 25 Los estudios de radiacion infrarroja realizados desde la Tierra en las decadas de 1980 y 1990 cambiaron el paradigma de un vulcanismo donde el azufre era predominante a uno donde el vulcanismo de silicato pasa a ser el principal y el azufre toma menor importancia 25 En 1986 unas mediciones sobre una erupcion detectada sobre el hemisferio frontal de Io revelaron temperaturas de al menos unos 900 K 600 C un valor superior al punto de ebullicion del azufre 715 K 442 C lo cual indica que al menos algunos flujos de la lava de Io estan compuestos integramente por silicatos 26 Tambien se encontraron temperaturas similares al observar la erupcion de Surt en 1979 durante las dos misiones Voyager y la erupcion observada por Witteborn et al en 1978 14 27 Ademas los modelos de los flujos de lava de silicato en Io sugieren que se enfriaron muy rapidamente causando que su emision termica este dominada por los componentes de bajas temperaturas como los flujos solidificados en oposicion a las pequenas areas cubiertas todavia por lava fundida con temperaturas cercanas a la de la erupcion 28 Mapa de la emision termica de Io por la sonda Galileo En las decadas de 1990 y 2000 la sonda Galileo realizo distintas mediciones de la temperatura sobre los numerosos focos de radiacion termica de Io y del espectro de los materiales oscuros de Io medidas que confirmaron la actividad volcanica de silicatos incluyendo lava basaltica con compuestos maficos y ultramaficos con abundante magnesio Las temperaturas obtenidas por el Solid State Imager SSI y por el Near Infrared Mapping Spectrometer NIMS ambos de la sonda Galileo revelaron la existencia de varios focos termicos con materiales a altas temperaturas entre 1200 K 900 C y 1600 K 1 300 C como en el caso de la erupcion de Pillan Patera en 1997 6 Las estimaciones iniciales durante el curso de la mision Galileo sugerian que las temperaturas de las erupciones alcanzaron los 2000 K 1700 C 29 pero posteriormente se comprobo que los modelos aplicados fueron incorrectos y que las temperaturas reales fueron sobrestimadas 6 Las observaciones espectrales de los materiales oscuros de Io sugieren la presencia de ortopiroxenos como la enstatita un mineral silicaceo rico en magnesio muy frecuente en el basalto mafico y ultramafico Estos materiales oscuros suelen encontrarse en los pozos volcanicos en los flujos de lava fluida y en los depositos de rocas piroclasticas situados alrededor de las erupciones volcanicas recientes 30 La medicion de la temperatura de la lava y del analisis de su espectro sugiere que algunos tipos de lava pueden ser similares a la lava komatita terrestre 31 Otro factor que puede incrementar la temperatura de las erupciones volcanicas es el calentamiento por compresion durante su ascension a la superficie 6 Aunque en la comunidad cientifica el debate entre el azufre y el silicato persistio entre las misiones Voyager y Galileo el azufre y el gas sulfurico no dejan de desempenar un papel importante en los fenomenos observados en Io En las plumas generadas por los volcanes se han detectado ambos materiales siendo el azufre el principal componente de las plumas de tipo Pele 32 Se han identificado algunos flujos de considerable brillo en Io como por ejemplo en Tsũi Goab Fluctus Emakong Patera y Balder Patera los cuales sugieren un intenso vulcanismo de azufre y dioxido de azufre 33 Tipos de erupciones EditarLas distintas observaciones realizadas sobre Io ya sean por las misiones espaciales o desde los observatorios terrestres han permitido identificar diferentes tipos de erupciones sobre el satelite Los tres tipos principales de emanaciones volcanicas son las erupciones intra patera las erupciones de flujo y las erupciones explosivas Estas difieren principalmente en su duracion energia liberada temperatura determinada por las imagenes infrarrojas tipo de lava o en si la erupcion se encuentra confinada dentro de un pozo volcanico 7 Erupciones del tipo intra patera Editar Tupan Patera un ejemplo de depresion volcanica Las erupciones del tipo intra patera ocurren dentro de una depresion volcanica conocida como patera 34 termino latino utilizado por la Union Astronomica Internacional la cual generalmente tiene un suelo plano rodeado de paredes verticales Las pateras se asemejan a las calderas terrestres pero se desconoce si se forman cuando una camara vacia de lava colapsa como si ocurre con las calderas Una de las hipotesis sugiere que las pateras se producen cuando sale a superficie una lamina volcanica haciendo que parte del material de la corteza que ha colapsado sea expulsado y el resto integrado en la lamina fundente 35 Algunas pateras muestran evidencias de multiples colapsos como en la cima de la caldera del Monte Olimpo en Marte o del Kilauea en la Tierra lo que sugiere que ocasionalmente pueden formarse de manera similar a las calderas volcanicas 34 A diferencia de algunas estructuras volcanicas similares de la Tierra y de Marte por lo general en Io estas depresiones no se encuentran en la cima de los escudos volcanicos y son mucho mas extensas con diametros que en promedio rondan los 41 km y profundidades de 1 5 km 34 La depresion volcanica mas grande de Io es Loki Patera con 202 km de diametro Por otro lado la morfologia y la distribucion de muchas de las pateras sugieren que estan controladas estructuralmente estando en buena parte rodeadas por fallas o montanas 34 Imagen infrarroja que muestra la emision termica nocturna de un lago de lava en Pele Patera Este tipo de erupcion puede tomar dos formas ya sea un lago de lava o un rio de lava esparcido por la superficie de la patera 3 36 Resulta complicado diferenciar entre estas dos formaciones debido a que ambas emiten radiacion termica muy similar si no se dispone de la resolucion adecuada pero fue posible hacerlo en los siete sobrevuelos que la nave Galileo realizo sobre Io Las erupciones del tipo intra patera como la erupcion de Gish Bar Patera en el ano 2001 pueden ser tan voluminosas que la lava puede verse esparciendose por las llanuras de Io 36 Tambien fueron observadas caracteristicas similares en otras pateras como Camaxtli Patera lo que sugiere que los flujos de lava renuevan sus suelos periodicamente 37 Los lagos de lava de Io son depresiones cubiertas parcialmente con lava fundida y con una capa superficial o corteza solidificada muy fina Estos lagos de lava estan directamente conectados con los depositos de magma que se encuentran debajo 38 Las observaciones de la radiacion termica de varios de estos lagos de lava revelaron la existencia de rocas fundidas muy brillantes a lo largo del margen de las pateras causadas por el resquebrajamiento de la corteza del borde de la patera Con el tiempo debido a que la lava solidificada es mas densa que el magma fundido que se encuentra debajo la corteza puede volver a hundirse produciendo un incremento de la emision termica del volcan 39 En algunos lagos de lava como el que se encuentra en Pele este fenomeno ocurre de manera frecuente haciendo de Pele uno de los focos emisores de calor mas intensos en el infrarrojo cercano de todo el satelite 40 En otros lugares como en Loki Patera este fenomeno ocurre esporadicamente Durante uno de estos episodios de hundimiento de la corteza Loki llega a emitir hasta diez veces mas calor que cuando su corteza se encuentra estable 41 En estos lagos de lava donde los hundimientos suceden de manera menos frecuente las erupciones provocan una ola de derrumbamiento que se va extendiendo por la corteza a un ritmo de 1 km cada dia hasta que la corteza se renueva por completo Una vez que la nueva corteza se enfria y aumenta su espesor comenzara una nueva erupcion repitiendose el proceso 42 Erupciones de flujo Editar Culann Patera ejemplo de una erupcion de flujo Las erupciones de flujo son eventos duraderos que producen vastas extensiones de flujos de lava El gran alcance de este tipo de erupciones hace que la mayor parte de la superficie del satelite este compuesta por la lava que se expele en ellas En las erupciones de flujo el magma emerge a la superficie a traves de las aberturas de salida de las pateras ya se encuentren en su suelo o rodeandolas o a traves de las fisuras volcanicas de las llanuras produciendo flujos de lava similares a los que se observan en el volcan Kilauea de Hawai 37 Las imagenes obtenidas por la nave espacial Galileo revelaron que muchos de los flujos de Io mas prominentes como los de Prometheus Patera y Amirani Patera son producidos por brotes de lava que emergen a traves de pequenas grietas situadas sobre flujos de lava anteriores ya solidificados 37 Las erupciones de flujo se diferencian de las erupciones explosivas principalmente por su longevidad y por una menor liberacion de energia por unidad de tiempo 7 En las erupciones de flujo generalmente la lava es expulsada de forma constante pudiendo permanecer asi durante anos o incluso decadas Se han observado regiones activas de rios de lava de mas de 300 km de longitud provenientes de las pateras Amirani y Masubi Lei Kung Fluctus una region de lava relativamente inactiva cubre mas de 125 000 km un area ligeramente mayor que Nicaragua 43 La nave espacial Galileo no pudo determinar el espesor de estas regiones de lava pero las grietas sobre su superficie tienen una profundidad estimada de 1 metro En muchas ocasiones a traves de estas grietas la lava activa brota a la superficie y es expulsada hasta decenas o cientos de kilometros de distancia de la abertura de salida pudiendo observarse una pequena cantidad de emision termica entre la ruptura y la expulsion Esto sugiere que la lava fluye desde la abertura hasta la ruptura a traves de tubos de lava 44 Si bien las erupciones de flujo tienen generalmente un ritmo constante de erupcion tambien se han observado grandes brotes de lava en algunos lugares donde este tipo de erupcion es predominante Por ejemplo el borde principal de la region de lava de Prometheus se desplazo entre 75 y 95 km desde las observaciones realizadas por la Voyager en 1979 hasta la mision Galileo en 1996 45 Aunque este tipo de erupciones parecen ser eclipsadas por las erupciones explosivas la tasa promedio de flujo de este tipo de erupciones es mucho mayor que la observada en erupciones terrestres Por ejemplo durante la mision Galileo se observo que los flujos provenientes de las pateras Prometheus y Amirani cubrian la superficie de los alrededores a un ritmo que rondaba los 35 60 m por segundo tasa mucho mayor que los 0 6 m por segundo del Kilauea en la Tierra 46 Erupciones explosivas Editar Imagenes tomadas por la nave Galileo en 1999 donde se observan fuentes y flujos de lava en Tvashtar Patera Las erupciones explosivas son el tipo de erupcion mas distintivo de Io Estas erupciones a veces conocidas como estallidos pueden ser detectadas inclusive desde los observatorios astronomicos de la Tierra y se caracterizan por su corta duracion con periodos de actividad de tan solo semanas o meses Ademas las erupciones explosivas se inician rapidamente emitiendo grandes volumenes de lava y altas emisiones termicas 47 Producen un aumento significativo en la emision global de radiacion en el infrarrojo cercano de Io durante un corto periodo de tiempo Hasta ahora la erupcion volcanica mas potente que se ha registrado fue el estallido del volcan Surt el 22 de febrero de 2001 que fue detectado por los observatorios terrestres 48 Las erupciones explosivas ocurren cuando un deposito de magma denominado dique situado en la profundidad de un manto parcialmente fundido alcanza la superficie donde se habia formado una fisura Esto resulta en expulsiones espectaculares de fuentes de lava 49 Durante el comienzo de una erupcion explosiva la radiacion termica predominante se situa entre 1 3 mm Esta radiacion es producida por la expulsion de grandes cantidades de lava incandescente en las fuentes de lava de la abertura 50 Las erupciones explosivas que se produjeron en Tvashtar en noviembre de 1999 y febrero de 2007 alcanzaron 25 km de largo y 1 km de altura y se produjeron en una pequena patera contenida dentro del enorme complejo de pateras Tvashtar Paterae 49 51 La enorme cantidad de lava fundida expuesta en estas fuentes ha proporcionado a los investigadores una excelente oportunidad para medir la temperatura real de la lava de Io Las mediciones arrojaron temperaturas cercanas a los 1600 K 1300 C por lo que la lava que predomina en este tipo de erupciones tiene una composicion ultramafica similar a las komatitas del Precambrico aunque tampoco se puede descartar que el calentamiento del magma durante su ascenso a la superficie sea un factor en la temperatura de la lava 6 Dos imagenes tomadas por la nave Galileo en 1997 que muestran los efectos de las erupciones explosivas en Pillan Patera Aunque el periodo de mayor actividad dura del orden de unos pocos dias o semanas este tipo de erupciones continuan activas hasta pasadas semanas o incluso meses produciendo voluminosos flujos de lava de silicatos En 1997 se origino una gran erupcion explosiva en una fisura volcanica al noroeste de Pillan Patera produciendo mas de 31 km de lava durante un periodo de entre 2 5 y 5 5 meses que posteriormente inundo toda la superficie de Pillan Patera formando un enorme lago de lava 52 Las observaciones de la sonda Galileo sugieren que durante esta erupcion de 1997 el ritmo de expansion de la lava se situo entre 1000 y 3000 m por segundo La profundidad del flujo de lava se estima que alcanzo los 10 metros que comparado al metro de profundidad de los flujos observados sobre las areas inundadas de Prometheus y Amirani pone de manifiesto su enorme magnitud La misma sonda registro en 2001 una erupcion similar en Thor Patera donde se pudo observar una rapida expansion de los flujos de lava 3 Algunos de estos flujos tienen ritmos de expansion similares a los que acontecieron en la erupcion del volcan Laki en Islandia durante el ano 1783 y otras erupciones basalticas de la Tierra 7 Las erupciones explosivas pueden producir breves pero dramaticos cambios en la superficie que rodea el area de la erupcion como la formacion de enormes depositos de plumas y material piroclastico debido a la exsolucion del gas en las fuentes de lava 50 La erupcion de Pillan Patera de 1997 produjo un deposito de material de silicato y dioxido de azufre de unos 400 km de ancho 52 Las erupciones del complejo Tvashtar en los anos 2000 y 2007 generaron plumas volcanicas de hasta 330 km de altura que depositaron un anillo rojizo de azufre y dioxido de azufre de 1200 km de anchura 53 A pesar de la dramatica apariencia de estas estructuras al no poseer un reabastecimiento continuo de material fundido la region cercana al punto de erupcion regresa despues de un tiempo a la apariencia que tenia previamente al acontecimiento ya sea al cabo de varios meses como Grian Patera o al cabo de varios anos como Pillan Patera 9 Plumas Editar Secuencia de imagenes tomadas por la sonda New Horizons donde se observa la pluma volcanica producida por el volcan Tvashtar que alcanza los 330 km de altura El descubrimiento de las plumas volcanicas sobre Pele y Loki en 1979 proporciono las primeras evidencias de que Io era geologicamente activo 2 Generalmente las plumas se forman cuando algunos materiales volatiles como el azufre o el dioxido de azufre son eyectados por los volcanes a velocidades cercanas a 1 km por segundo creando gigantescas nubes de polvo y gas en forma de paraguas Otros materiales que pueden encontrarse en las plumas volcanicas son el sodio el potasio y el cloro 54 55 La apariencia de este tipo de plumas volcanicas las cuales suceden con poca frecuencia es sorprendente De los aproximadamente 150 volcanes activos observados en Io solo se han observado plumas en una decena de ellos 8 51 El area de alcance de los flujos de lava es limitada lo que indica que gran parte de su superficie se renueva con el material de las plumas volcanicas 9 La tenue atmosfera de Io esta compuesta en su mayor parte por dioxido de azufre SO2 cuya fuente principal es el vulcanismo y en particular las plumas volcanicas Debido a que las plumas mas activas se concentran alrededor del ecuador del satelite la atmosfera posee mayor grosor y densidad en dicha zona 56 El tipo de pluma volcanica mas frecuente en Io es la pluma de polvo o plumas del tipo Prometheus y se producen cuando un flujo de lava a medida que avanza vaporiza las capas subyacentes de dioxido de azufre helado enviando el material hacia el cielo 57 Entre los ejemplos de este tipo de plumas caben destacar los volcanes Prometheus Amirani Zamama y Masubi Estas plumas por lo general no alcanzan los 100 km de altura y emergen a velocidades cercanas a los 0 5 km s 58 Son ricas en polvo con una columna central muy densa y una parte superior de choque dandole asi una forma similar a la de un paraguas El fenomeno de choque que se produce en la parte superior de la pluma se origina debido a que las particulas que ascienden a velocidades supersonicas colisionan con las que se encuentran descendiendo provocando asi una deceleracion repentina que forma un choque alrededor del limite de la velocidad del sonido local 59 Estas plumas suelen formar depositos circulares brillantes con radios entre 100 y 250 km que consisten principalmente de dioxido de azufre congelado Este tipo de plumas suelen originarse en las erupciones de flujo por lo que son muy longevas Cuatro de las seis plumas de tipo Prometheus detectadas por la Voyager 1 en 1979 volvieron a ser vistas posteriormente por la mision Galileo y mas tarde por la mision New Horizons en el ano 2007 16 51 Aunque las plumas de polvo pueden ser vistas con claridad en las imagenes tomadas por las naves espaciales si se encuentran iluminadas por el Sol reflejan la luz del espectro visible algunas de estas plumas poseen un halo exterior mucho mas tenue formadas principalmente por materiales ricos en gases que alcanzan alturas similares a las plumas del tipo Pele las mas elevadas 8 No obstante las plumas mas grandes son las plumas tipo Pele las cuales se forman cuando el azufre y el dioxido de azufre sufren un proceso de exsolucion en el magma en las aberturas o en los lagos de lava llevandose consigo material piroclastico de silicato 8 Las pocas plumas de este tipo que se han observado se han relacionado con las erupciones explosivas y por tanto su duracion es muy corta 7 La excepcion a esto lo constituye el volcan Pele que esta asociado con una erupcion de flujo activa del tipo lago de lava y por tanto muy longeva aunque esta pluma es en ocasiones intermitente 8 El tipo de plumas Pele esta asociado con altas presiones y altas temperaturas en la abertura lo que genera velocidades de erupcion de 1 km s casi la mitad de la velocidad de escape del satelite y le permite alcanzar alturas de entre 300 y 500 km 58 Forman depositos rojos de materiales debido a los sulfuros de cadena corta y depositos negros de silicatos piroclasticos Ejemplo de ello son las enormes estructuras rojizas en forma de anillo de Pele con mas de 1000 km de diametro 9 Por lo general este tipo de plumas son mas tenues que las plumas Prometheus debido a que poseen menos polvo y por este motivo en algunos casos se las denomina plumas sigilosas asi algunas de estas plumas solo pueden ser observadas en imagenes de radiacion ultravioleta o durante los eclipses de Jupiter El poco polvo que puede verse por iluminacion solar en el espectro visible se genera cuando los gases de azufre y dioxido de azufre se condensan al alcanzar la cima de su trayectoria parabolica 8 Por este motivo este tipo de plumas no poseen una densa columna central a diferencia de las del tipo Prometheus en las cuales el polvo es generado en el mismo punto de expulsion Algunos ejemplos de plumas tipo Pele son el propio Pele Tvashtar y el volcan Grian 8 Vease tambien EditarPrometeo volcan Vulcanismo en MarteReferencias Editar Cf Don Anderson Que es una pluma a b c Morabito L A et al 1979 Discovery of currently active extraterrestrial volcanism Science 204 4396 972 doi 10 1126 science 204 4396 972 La 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parametro obsoleto coautores ayuda a b c Keszthelyi L et al 2001 Imaging of volcanic activity on Jupiter s moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission Journal of Geophysical Research 106 33025 33052 doi 10 1029 2000JE001383 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Davies A 2007 Effusive activity landforms and thermal emission evolution Volcanism on Io A Comparison with Earth Cambridge University Press pp 142 152 ISBN 0 521 85003 7 Matson D L et al 2006 Io Loki Patera as a magma sea Journal of Geophysical Research 111 E09002 doi 10 1029 2006JE002703 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Radebaugh J et al 2004 Observations and temperatures of Io s Pele Patera from Cassini and Galileo spacecraft images Icarus 169 65 79 doi 10 1016 j icarus 2003 10 019 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Howell R R Lopes R M C 2007 The nature of the volcanic activity at Loki Insights from Galileo 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Milazzo M P et al 2001 Observations and initial modeling of lava SO2 interactions at Prometheus Io 106 Journal of Geophysical Research pp 33121 33128 doi 10 1029 2000JE001410 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda a b McEwen A S Soderblom L A 1983 Two classes of volcanic plume on Io Icarus 58 197 226 doi 10 1016 0019 1035 83 90075 1 Harland D M 2000 Jupiter odyssey the story of NASA s Galileo mission en ingles Springer p 328 ISBN 9781852333010 Consultado el 10 de febrero de 2010 Enlaces externos Editar Wikimedia Commons alberga una categoria multimedia sobre Volcanes de Io Los extranos volcanes de Io astroseti Vulcanismo en Io windows ucar edu Io en solarviews com por Calvin J Hamilton traducido por Antonio Bello Vulcanismo en el sistema solar Imagenes de la actividad volcanica en Io Datos Q3096 Multimedia Volcanoes of IoObtenido de https es wikipedia org w index php title Vulcanismo en Io amp oldid 132390785, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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