Idi na sadržaj

Vulkanizam

Nepregledano
S Wikipedije, slobodne enciklopedije

Vulkanizam, vulkanitet, vulkanicitet ili vulkanska aktivnost je geofizički fenomen u kojem čvrste tvari, tekućine, plinovi i njihove smjese izbijaju na površinu čvrstog astronomskog tijela kao što je planeta ili mjesec.[1] Uzrokuje ga prisustvo izvora toplote, obično interno generiranog, unutar tijela; toplota se generira različitim procesima, kao što su radioaktivni raspad ili plimno zagrijavanje. Ova toplota djelimično topi čvrsti materijal u tijelu ili ga pretvara u plin. Mobilizovani materijal se diže kroz unutrašnjost tijela i može probiti čvrstu površinu.[2][3]

Uzroci

[uredi | uredi izvor]
Dijagram poprečnog presjeka Zemlje koji prikazuje neke postavke za vulkanizam na planeti

Da bi došlo do vulkanizma, temperatura plašta mora porasti na otprilike polovinu svoje tačke topljenja. Tada viskoznost plašta pada na oko 1021 Pascal-sekundi. Kada dođe do topljenja velikih razmjera, viskoznost brzo pada na 103 Pascal-sekundi ili čak i manje, povećavajući brzinu prijenosa topline milion puta.[3] Pojava vulkanizma djelimično je posljedica činjenice da rastopljeni materijal ima tendenciju da bude pokretljiviji i manje gust od materijala od kojih je proizveden, što može uzrokovati njegov izlazak na površinu.[3]

Izvor toplote

[uredi | uredi izvor]

Postoji više načina za generiranje toplote potrebne za vulkanizam. Vulkanizam na vanjskim satelitima Sunčevog sistema mjeseci uglavnom se pokreće plimnim zagrijavanjem.[1] Plimno zagrijavanje je uzrokovano deformacijom oblika tijela, zbog međusobnog gravitacijskog privlačenja, što generira toplotu. Plimno zagrijavanje je uzrok vulkanizma na Iou,[4] Jupiterovom mjesecu. Zemlja doživljava plimno zagrijavanje od Mjesec, deformirajući se do jedan metar (tri stope), ali to ne čini glavni dio ukupne Zemljine toplote.[5]

Tokom formiranja planete, ona bi iskusila zagrijavanje od udara planetezimala, što bi zasjenilo čak i asteroida koji je uzrokovao izumiranje dinosaura. Ovo zagrijavanje bi moglo izazvati diferencijaciju, dodatno zagrijavajući planetu. Što je tijelo veće, to sporije gubi toplotu. U većim tijelima, na primjer Zemlji, ova toplota, poznata kao primordijalna toplina, i dalje čini veliki dio unutrašnje topline tijela, ali Mjesec, koji je manji od Zemlje, izgubio je većinu ove toplote.[5]

Drugi izvor toplpte je radiogena toplota, uzrokovana radioaktivnim raspadom. Raspad aluminij-26 bi značajno zagrijao planetarne embrije, ali zbog njegovog kratkog vremena poluraspada (manje od milion godina), svi njegovi tragovi su odavno nestali. Postoje mali tragovi nestabilnih izotopa u uobičajenim mineralima, a sve zemaljske planete, i Mjesec, doživljavaju dio ovog zagrijavanja.[5] Ledena tijela vanjskog Sunčevog sistema doživljavaju mnogo manje ove topline jer obično nisu vrlo gusta i nemaju puno silikatnog materijala (radioaktivni elementi se koncentrišu u silikatima).[6]

Na Neptunovom mjesecu Tritonu, a moguće i na Marsu, odvija se kriogejzirska aktivnost. Izvor toplote je vanjski (toplota sa Sunca), a ne unutrašnji.[7][8]

Metode topljenja

[uredi | uredi izvor]

Dekompresijsko topljenje

[uredi | uredi izvor]

Dekompresijsko topljenje se dešava kada se čvrsti materijal iz dubine ispod tijela podiže prema gore. Pritisak se smanjuje kako se materijal podiže prema gore, a time se smanjuje i tačka topljenja. Dakle, stijena koja je čvrsta pri datom pritisku i temperaturi može postati tečna ako se pritisak, a time i tačka topljenja, smanji čak i ako temperatura ostane konstantna.[3][9] Međutim, u slučaju vode, povećanje pritiska smanjuje tačku topljenja sve dok se ne dostigne pritisak od 0,208 GPa, nakon čega tačka topljenja raste s pritiskom.[3]

Topljenje fluksa

[uredi | uredi izvor]

Topljenje fluksa javlja se kada se tačka topljenja snizi dodavanjem isparljivih materija, naprimjer, vode ili ugljik-dioksida.[3][10] Kao i topljenje usljed dekompresije, nije uzrokovano povećanjem temperature, već smanjenjem tačke topljenja.[11]

Formiranje kriomagmatskih rezervoara

[uredi | uredi izvor]

Kriovulkanizam, umjesto da potiče iz uniformnog podzemnog okeana, može se odvijati iz diskretnih tečnih rezervoara. Prvi način na koji se oni mogu formirati je oblak toplog leda koji se podiže, a zatim spušta, formirajući konvekcijsku struju. model razvijen za istraživanje efekata ovoga na Evropu otkrio je da se energija plimnog zagrijavanja fokusira u ovim perjanicama, omogućavajući topljenje u ovim plitkim dubinama dok se perjanica širi bočno (horizontalno). Sljedeći je prelazak sa vertikalnog na horizontalno širenje pukotine, ispunjene tečnošću. Drugi mehanizam je zagrijavanje leda oslobađanjem napona kroz bočno kretanje pukotina u ledenoj ljusci koje prodiru s površine, pa čak i zagrijavanje od velikih udara može stvoriti takve rezervoare.[6]

Uspon talina

[uredi | uredi izvor]
Neke karakteristike vulkanizma pronađene u Zemljinoj kori

Dijapiri

[uredi | uredi izvor]

Kada materijal planetarnog tijela počne da se topi, topljenje se prvo dešava u malim džepovima na određenim lokacijama visoke energije, naprimjer presjecišta granica zrna i gdje različiti kristali reaguju formirajući eutektičku tečnost, koji u početku ostaju izolovani jedni od drugih, zarobljeni unutar stijene. Ako kontaktni ugao rastopljenog materijala dozvoli talini da vlaži kristalne površine i teče duž granica zrna, rastopljeni materijal će se akumulirati u većim količinama. S druge strane, ako je kontaktni ugao veći od oko 60 stepeni, mora se formirati mnogo više taline prije nego što se može odvojiti od svoje matične stijene. Studije stijena na Zemlji sugerišu da se talina u vrućim stijenama brzo sakuplja u džepove i vene koje su mnogo veće od veličine zrna, za razliku od modela krute taline perkolacije. Umjesto da ravnomjerno ističe iz matične stijene, talina ističe kroz potočiće koji se spajaju i stvaraju veće vene. Pod utjecajem uzgona, talina se diže.[3] Dijapiri se također mogu formirati u nesilikatnim tijelima, igrajući sličnu ulogu u pomicanju toplog materijala prema površini.[6]

Nasipi

[uredi | uredi izvor]

Nasip je vertikalna pukotina ispunjena tekućinom, sa mehaničkog stanovišta to je pukotina ispunjena vodom okrenuta naopako. Kako se magma diže u vertikalnu pukotinu, niska gustoća magme u usporedbi sa zidnom stijenom znači da pritisak pada sporije nego u okolnoj gušćoj stijeni. Ako su prosječni pritisak magme i okolne stijene jednaki, pritisak u nasipu premašuje pritisak stijene koja ga okružuje na vrhu nasipa, a pritisak stijene je veći od pritiska nasipa na njegovom dnu. Dakle, magma gura pukotinu prema gore na vrhu, ali pukotina se stisnuta i zatvorena na dnu zbog elastične reakcije (slično izbočini pored osobe koja sjedi na elastičnoj sofi). Na kraju, rep postane toliko sužen da se gotovo uštine i više se nova magma neće dizati u pukotinu. Pukotina nastavlja da se diže kao nezavisna masa magme.[3]

Model uspravne cijevi

[uredi | uredi izvor]

Ovaj model vulkanske erupcije pretpostavlja da se magma diže kroz kruti otvoreni kanal, u litosferi i taloži na nivou hidrostatske ravnoteže. Uprkos tome što dobro objašnjava zapažanja (što noviji modeli ne mogu), kao što je prividna podudarnost elevacije vulkana blizu jedan drugog, to ne može biti tačno i sada je diskreditovano, jer je debljina litosfere izvedena iz toga prevelika da bi se održala pretpostavka o krutom otvorenom kanalu.[3]

Uspon kriovulkanskog topljenja

[uredi | uredi izvor]

Za razliku od silikatnog vulkanizma, gdje se topljenje može podići vlastitim uzgonom dok ne dostigne plitku koru, u kriovulkanizmu je voda (kriomagme obično imaju vodenu osnovu) gušća od leda iznad nje. Jedan od načina da se omogući kriomagmi da dosegne površinu je da se voda učini uzgonskom, tako što će se voda smanjiti gustinom, bilo prisustvom drugih jedinjenja koja obrću negativnu uzgonu, bilo dodavanjem oslobođenih mjehurića gasa u kriomagmi koji su prethodno rastvoreni u njoj (što čini kriomagmu manje gustom), ili prisustvom sredstva za zgušnjavanje u ledenoj ljusci. Drugi način je pritiskanje tečnosti kako bi se prevazišao negativni uzgon i ona dosegla površinu. Kada se ledena ljuska iznad podzemnog okeana zgusne, može pritiskati cijeli okean (u kriovulkanizmu, smrznuta voda ili slana voda imaju manju gustoću nego u tečnom obliku). Kada se rezervoar tečnosti djelimično smrzne, preostala tečnost je pod pritiskom na isti način.[6]

Da bi se pukotina u ledenoj ljusci širila prema gore, tečnost u njoj mora imati pozitivan uzgon ili vanjski naponi moraju biti dovoljno jaki da probiju led. Vanjski naponi mogu uključivati one od plime i oseke ili od prevelikog pritiska usljed smrzavanja, kao što je gore objašnjeno..[12]

Postoji još jedan mogući mehanizam za uspon kriovulkanskih rastopa. Ako pukotina s vodom u njoj dosegne okean ili podzemni rezervoar tekućine, voda bi se podigla do svog nivoa hidrostatske ravnoteže, na otprilike devet desetina puta do površine. Plime koje izazivaju kompresiju i napetost u ledenoj ljusci mogu pumpati vodu dalje prema gore.[6]

Članak iz 1988. predložio je mogućnost širenja pukotina prema gore iz podzemnog okeana Jupiterovog mjeseca Evropa. Predloženo je da bi pukotina koja se širi prema gore imala zonu niskog pritiska na svom vrhu, što bi omogućilo isparljivim materijama rastvorenim u vodi da se otope u plin. Elastična priroda ledene ljuske vjerovatno bi spriječila da pukotina dosegne površinu, a pukotina bi se umjesto toga stisnula, zatvarajući gas i tečnost. Plin bi povećao uzgon i mogao bi omogućiti pukotini da dosegne površinu.[6]

Čak i udari mogu stvoriti uslove koji omogućavaju poboljšano uzdizanje magme. Udar može ukloniti gornjih nekoliko kilometara kore, a razlike u pritisku uzrokovane razlikom u visini između bazena i visine okolnog terena mogle bi omogućiti erupciju magme koja bi inače ostala ispod površine. Članak iz 2011. pokazao je da bi na rubovima udarnog bazena postojale zone pojačanog izranjanja magme.[6]

Ne djeluju svi ovi mehanizmi, a možda čak ni nijedan, na dato tijelo.[6]

Tipovi

[uredi | uredi izvor]

Silikatni vulkanizam

[uredi | uredi izvor]
Visoke početne temperature silikatnih lava znače da one emituju vidljivu svjetlost prije nego što se ohlade.

Silikatni vulkanizam se javlja tamo gdje dolazi do erupcija silikatnih materijala. Tokovi silikatne lave, poput onih na Zemlji, stvrdnjavaju se na oko 1000 stepeni Celzijusa.[13]

Blatni vulkani

[uredi | uredi izvor]
Datoteka:Griffons in the central crater of the Dashgil mud volcano in Azerbaijan (130).JPG
Erupcija blata u blatni vulkan Dashgil u Gobustanu, Azerbejdžan.

Blatni vulkan nastaje kada tečnosti i plinovi pod pritiskom eruptiraju na površinu, noseći blato sa sobom. Ovaj pritisak može biti uzrokovan težinom sedimenata koji prekrivaju tečnost, koja pritiska tečnost, sprečavajući njeno isticanje, zarobljavanjem tečnosti u sedimentu, migracijom iz dubljeg sedimenta u drugi sediment ili nastankom hemijskih reakcija u sedimentu. Često eruptiraju tiho, ali ponekad izbacuju zapaljive plinove poput metana.[14]

Kriovulkanizam

[uredi | uredi izvor]

Kriovolkanizam je erupcija isparljivih materija u okolinu ispod njihove tačke smrzavanja. Procesi koji stoje iza toga razlikuju se od silikatnog vulkanizma jer je kriomagma (koja je obično na bazi vode) obično gušća od svoje okoline, što znači da se ne može podići vlastitom silom uzgona.[6][15]

Sumpor

[uredi | uredi izvor]

Sumporne lave se ponašaju drugačije od silikatnih. Prvo, sumpor ima nisku tačku topljenja od oko 120 stepeni Celzijusa. Također, nakon hlađenja na oko 175 stepeni Celzijusa lava brzo gubi viskoznost, za razliku od silikatnih lava poput onih koje se nalaze na Zemlji.[13]

Tipovi lave

[uredi | uredi izvor]

Kada magma eruptira na površinu planete, naziva se lava. Viskozne lave formiraju kratke, zdepaste tokove bogate staklom. Obično imaju valovitu očvrslu površinsku teksturu.[3]

Tekućije lave imaju očvrsle površinske teksture koje vulkanolozi klasificiraju u četiri tipa.[3] Jastučasta lava nastaje kada okidač, često lava koja dolazi u kontakt s vodom, uzrokuje brzo hlađenje toka lave.[3][16] Ovo raspada površinu lave, a magma se zatim skuplja u vreće koje se često gomilaju ispred toka, formirajući strukturu koja se naziva jastuk.[3] A'a lava ima hrapavu, bodljikavu površinu sačinjenu od klastera lave koji se nazivaju klinkeri.[17] Blokovska lava je druga vrsta lave, s manje nazubljenih fragmenata nego u a'a lavi.[18] Pahoehoe lava je daleko najčešći tip lave, kako na Zemlji, tako i vjerovatno na drugim terestričkim planetama. Ima glatku površinu, sa humcima, udubljenjima i naborima.[3]

Blaga/eksplozivna aktivnost

[uredi | uredi izvor]
Blaga ili efuzivna, vulkanska erupcija, u kojoj tečni materijal (lava) lagano teče iz otvora, u ovom slučaju na jugoistočnom ostrvu Havaji.
Satelitska animacija početnog oblaka pepela i udarnog vala erupcija i cunami Hunga Tonga–Hunga Ha’apai 2022..

Masivna eksplozivna erupcija bila je stotine puta snažnija od atomske bombe bačene na Hirošimu. Vulkanska erupcija može biti jednostavno izlijevanje materijala na površinu planete, ali obično uključuje složenu mješavinu čvrstih tvari, tekućina i plinova koji se ponašaju na jednako složene načine.[3] Neke vrste eksplozivnih erupcija mogu osloboditi četvrtinu energije ekvivalentne mase TNT.[19]

Uzroci eksplozivne aktivnosti

[uredi | uredi izvor]

Rastvaranje hlapljivih materija

[uredi | uredi izvor]

Vulkanske erupcije na Zemlji su dosljedno uočene kako napreduju od erupcije materijala bogatog plinom do materijala osiromašenog plinom, iako se erupcija može više puta izmjenjivati između erupcije bogatog gasom i materijala osiromašenog gasom i obrnuto. To se može objasniti obogaćivanjem magme na vrhu nasipa plinom koji se oslobađa kada nasip probije površinu, nakon čega slijedi magma s nižih slojeva koji se nisu obogatili plinom.[3]

Razlog zašto se rastvoreni plin u magmi odvaja od nje kada se magma približi površini je zbog uticaja temperature i pritiska na rastvorljivost plina. Pritisak povećava rastvorljivost plina, a ako tečnost sa rastvorenim plinom u njoj padne pod pritisak, plin će težiti da se oslobodi (ili odvoji) od tečnosti. Primjer za ovo je ono što se događa kada se boca gaziranog pića brzo otvori: kada se pečat otvori, pritisak se smanjuje i mjehurići ugljik-dioksida se pojavljuju u tekućini.[3]

Fluidne magme tiho eruptiraju. Bilo koji plin koji se otopio iz magme lahko izlazi čak i prije nego što dođe do površine. Međutim, u viskoznim magmama, plinovi ostaju zarobljeni u magmi čak i nakon što su se otopili, formirajući mjehuriće unutar magme. Ovi mjehurići se povećavaju kako se magma približava površini zbog pada pritiska, a magma znatno raste. Ova činjenica daje vulkanima koji eruptira takav materijal tendenciju da "eksplodiraju", iako umjesto povećanja pritiska povezanog s eksplozijom, pritisak uvijek opada u vulkanskoj erupciji.[3]

Općenito, eksplozivni kriovulkanizam pokreće se otapanjem isparljivih tvari koje su prethodno bile rastvorene u kriomagmi, slično onome što se događa u eksplozivnom silikatnom vulkanizmu kakav se vidi na Zemlji, što je uglavnom obrađeno u nastavku.[12]

Fizika eksplozivne erupcije uzrokovane isparljivim tvarima

[uredi | uredi izvor]

Magme bogate silicijem hlade se ispod površine prije erupcije. Dok to rade, mjehurići se otapaju iz magme. Kako se magma približava površini, mjehurići, a time i magma, povećavaju volumen. Rezultirajući pritisak na kraju probija površinu, a oslobađanje pritiska uzrokuje otapanje više plina, što čini eksplozivno. Plin se može širiti stotinama metara u sekundi, šireći se prema gore i prema van. Kako erupcija napreduje, lančana reakcija uzrokuje izbacivanje magme sve većim i većim brzinama.[3]

Formiranje vulkanskog pepela
[uredi | uredi izvor]

Silno šireći plin raspršuje i razbija magmu, formirajući koloid plina i magme koji se naziva vulkanski pepeo. Hlađenje plina u pepelu dok se širi hladi fragmente magme, često formirajući sitne staklene krhotine prepoznatljive kao dijelovi zidova bivših mjehurića tekućine. U fluidnijim magmama, zidovi mjehurića mogu imati vremena da se preoblikuju u sferne kapljice tekućine. Konačno stanje koloida snažno ovisi o omjeru tekućine i plina. Magme siromašne plinom na kraju se hlade u stijene s malim šupljinama, postajući vezikularna lava. Magme bogate plinom hlade se i formiraju stijene sa šupljinama koje se gotovo dodiruju, s prosječnom gustoćom manjom od gustoće vode, formirajući plovućac. U međuvremenu, drugi materijal može se ubrzati plinom, postajući vulkanske bombe. Oni se mogu kretati s toliko energije da veliki mogu stvoriti kratere kada udare u tlo.[3]

Piroklastični tokovi
[uredi | uredi izvor]

Koloid vulkanskog plina i magme može se formirati kao struja gustoće koja se naziva piroklastični tok. To se događa kada eruptni materijal padne nazad na površinu. Koloid je donekle fluidiziran plinom, što mu omogućava širenje. Piroklastični tokovi često mogu prelaziti prepreke i uništavati ljudski život.[3] Piroklastični tokovi su uobičajena pojava kod eksplozivnih vulkana na Zemlji. Piroklastični tokovi su pronađeni na Veneri, na primjer kod vulkana Dione Regio..[20]

Freatična erupcija

[uredi | uredi izvor]

Freatična erupcija se može dogoditi kada se vruća voda pod pritiskom dekompresuje. Dekompresija smanjuje tačku ključanja vode, tako da kada se dekompresija smanji, voda naglo proključa.[21] Ili se to može dogoditi kada se podzemna voda naglo zagrije, iznenada pretvarajući u paru.[22] Kada se voda pretvori u paru tokom freatične erupcije, ona se širi nadzvučnom brzinom, do 1.700 puta veće od svoje prvobitne zapremine. To može biti dovoljno da razbije čvrstu stijenu i izbaci fragmente stijena stotinama metara u daljinu.[23]

Freatomagmatska erupcija

[uredi | uredi izvor]

Freatomagmatska erupcija se javlja kada vruća magma dođe u kontakt s vodom, stvarajući eksploziju.[24]

Klatratni hidrati

[uredi | uredi izvor]
Dijagramski prikaz oblaka na Enceladusu

Jedan od mehanizama eksplozivnog kriovulkanizma je kontakt kriomagme sa klatratnim hidratima. Klatratni hidrati, ako su izloženi toplim temperaturama, lahko se raspadaju. Članak iz 1982. ukazao je na mogućnost da bi proizvodnja komprimiranog plina nakon destabilizacije klatratnih hidrata koji dolaze u kontakt s toplom magmom koja se diže mogla proizvesti eksploziju koja probija površinu, što bi rezultiralo eksplozivnim kriovulkanizmom.[6]

Vodena para u vakuumu

[uredi | uredi izvor]

Ako pukotina dosegne površinu ledenog tijela i stubac vode koja se diže izložen je gotovo vakuumu površine većine ledenih tijela, odmah će početi ključati, jer je njen pritisak pare mnogo veći od ambijentalnog tlaka. Ne samo to, već će se sve isparljive tvari u vodi otopiti. Kombinacija ovih procesa oslobodit će kapljice i paru, koje se mogu podići kroz pukotinu, stvarajući oblak. Smatra se da je ovo djelimično odgovorno za Enceladusove ledene perjanice.[6]

Pojava

[uredi | uredi izvor]

Zemlja

[uredi | uredi izvor]

{{glavni|Zemlja]] Na Zemlji se vulkani najčešće nalaze tamo gdje su tektonske ploče razilaze ili konvergiraju, a budući da je većina Zemljinih graničnih ploča pod vodom, većina vulkana se nalazi pod vodom. Naprimjer, srednjookeanski greben, kao što je Srednjoatlantski greben, imaju vulkane uzrokovane divergentnim tektonskim pločama, dok Pacifički vatreni prsten ima vulkane uzrokovane konvergentnim tektonskim pločama. Vulkani se također mogu formirati tamo gdje dolazi do istezanja i stanjivanja ploča kore, kao što je Istočnoafrički rift i vulkansko polje Wells Gray-Clearwater i rift Rio Grande u Sjevernoj Americi. Pretpostavlja se da vulkanizam dalje od granica ploča nastaje izdizanjem dijapira sa granice jezgra i plašta, 3000 km duboko u Zemlji. To rezultira vrućim tačkama vulkana, čiji je primjer havajska vruća tačka. Vulkani se obično ne stvaraju tamo gdje se dvije tektonske ploče pomiču jedna pored druge. U periodu 1912–1952, na sjevernoj hemisferi, studije pokazuju da su u tom periodu zime bile toplije zbog toga što nije bilo masovnih erupcija. Ove studije pokazuju kako ove erupcije mogu uzrokovati promjene unutar Zemljine atmosfere.[25]

Velike erupcije mogu utjecati na temperaturu atmosfere jer pepeo i kapljice sumporne kiseline zaklanjaju Sunce i hlade Zemljinu troposferu. Historijski gledano, velike vulkanske erupcije praćene su vulkanskim zimama koje su uzrokovale katastrofalne gladi.[26]

Mjesec

[uredi | uredi izvor]

Zemljin Mjesec nema velikih vulkana niti trenutne vulkanske aktivnosti, iako nedavni dokazi ukazuju na to da možda još uvijek posjeduje djelimično rastopljeno jezgro.[27] Međutim, Mjesec ima mnogo vulkanskih karakteristika kao što su maria[28] (tamnije mrlje koje se vide na Mjesecu), rille[29] i kupole.[30]

Venera

[uredi | uredi izvor]

Planeta Venera ima površinu koja je 90% bazalt, što ukazuje na to da je vulkanizam imao glavnu ulogu u oblikovanju njene površine. Planeta je možda imala veliki globalni događaj ponovnog oblikovanja površine prije otprilike 500 miliona godina,[31] iz onoga što naučnici mogu zaključiti na osnovu gustine udarnih kratera na površini. Tokovi lave su široko rasprostranjeni, a javljaju se i oblici vulkanizma koji nisu prisutni na Zemlji. Promjene u atmosferi planete i zapažanja munja pripisuju se tekućim vulkanskim erupcijama, iako ne postoji potvrda da li je Venera još uvijek vulkanski aktivna. Međutim, radarska sondiranja sonde Magellan otkrila su dokaze o relativno nedavnoj vulkanskoj aktivnosti na najvišem Venerinom vulkanu Maat Mons, u obliku tokova pepela blizu vrha i na sjevernoj strani.[32] Međutim, interpretacija tokova kao tokova pepela je dovedena u pitanje.[33]

Mars

[uredi | uredi izvor]
Olympus Mons (latinski, "Planina Olimp"), smještena na planeti Mars, najviša je poznata planina u Sunčevom sistemu.

Na Marsu postoji nekoliko ugašenih vulkana, od kojih su četiri ogromni štitasti vulkani, daleko veći od bilo kojeg na Zemlji. To uključuje Arsia Mons, Ascraeus Mons, Hecates Tholus, Olympus Mons i Pavonis Mons. Ovi vulkani su ugašeni prije mnogo miliona godina,[34] Ali evropska svemirska letjelica Mars Express pronašla je dokaze da se vulkanska aktivnost mogla dogoditi i na Marsu u nedavnoj prošlosti.[34]

Mjeseci Jupitera

[uredi | uredi izvor]

Io

[uredi | uredi izvor]

Mjesec Io je vulkanski najaktivniji objekat u Sunčevom sistemu zbog interakcije plima sa Jupiterom. Prekriven je vulkanima koji izbacuju sumpor, sumpor-dioksid i silikatne stijene, i kao rezultat toga, Io se stalno ponovo pojavljuje na površini. Postoje samo dva tijela u Sunčevom sistemu gdje se vulkani mogu lako vidjeti zbog njihove visoke aktivnosti, Zemlja i Io.[35] Njegove lave su najtoplije poznate u Sunčevom sistemu, s temperaturama koje prelaze 1.800 K (1.500 °C). U februaru 2001, najveće zabilježene vulkanske erupcije u Sunčevom sistemu dogodile su se na Iu.[36]

Evropa

[uredi | uredi izvor]

Evropa, najmanji od Jupiterovih Galilejevih mjeseci, također izgleda ima aktivni vulkanski sistem, osim što je njena vulkanska aktivnost u potpunosti u obliku vode, koja se smrzava u led na hladnoj površini. Ovaj proces je poznat kao kriovulkanizam i očigledno je najčešći na mjesecima vanjskih planeta Sunčevog sistema.[37]

Mjeseci Saturna i Neptuna

[uredi | uredi izvor]

Godine 1989, svemirska letjelica Voyager 2 je primijetila kriovulkane (ledene vulkane) na Tritonu, mjesecu Neptuna, a 2005. sonda Cassini-Huygens je fotografisala fontane smrznutih čestica koje eruptira iz Encelada, Saturnov mjesec.[38][39] Izbačeni materijal može se sastojati od vode, tečnog , amdušikonijaka, prašine ili metanskih spojeva. Cassini-Huygens je također pronašao dokaze o kriovulkanu koji izbacuje metan na Saturnovom mjesecu Titanu, za koji se vjeruje da je značajan izvor metana koji se nalazi u njegovoj atmosferi.[40] Teoretizira se da kriovulkanizam može biti prisutan i na Objektu Kuiperovog pojasa Quaoar.

Egzoplanete

[uredi | uredi izvor]

Studija egzoplanete COROT-7b iz 2010, koja je otkrivena tranzitom, 2009, sugerirala je da plimno zagrijavanje od matične zvijezde vrlo blizu svoje i susjednih planeta može generirati intenzivnu vulkansku aktivnost sličnu onoj pronađenoj na Io.[41]

Također pogledajte

[uredi | uredi izvor]

Reference

[uredi | uredi izvor]
  1. 1 2 Xiao, Long; Huang, Jun; Xiao, Zhiyong; Qi, Chao; Qian, Yuqi (14. 8. 2023). "Volcanism in the Solar System". Science China Earth Sciences. 66 (11): 2419–2440. Bibcode:2023ScChD..66.2419X. doi:10.1007/s11430-022-1085-y.[mrtav link]
  2. ↑ "Volcanoes on Earth and beyond". Universe Space Tech. 27. 10. 2021. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Melosh, H. Jay (2011). "Volcanism". Planetary Surface Processes. Cambridge University Press. str. 169–221. doi:10.1017/CBO9780511977848.006. ISBN 978-0-521-51418-7.
  4. ↑ Lopes, R.M.C; Williams, D.A. (2015). "Volcanism on Io". u Sigurdsson, H. (ured.). Encyclopedia of Volcanoes (2 izd.). Academic Press. str. 750. ISBN 978-0-12-385938-9.
  5. 1 2 3 Widdowson, Mike (2018). "Origins of planets and planetary layering". u Rothery, David A.; McBride, Neil; Gilmour, Iain (ured.). An Introduction to the Solar System (3rd izd.). Cambridge University Press. str. 52–71. ISBN 978-1-108-43084-5.
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Fagents, Sarah A.; Lopes, Rosaly M.C.; Quick, Lynnae C.; Gregg, Tracy K.P. (2021). "Cryovolcanism" (PDF). u Gregg, Tracy K.P.; Lopes, Rosaly M.C.; Fagents, Sarah A. (ured.). Planetary Volcanism Across the Solar System. Elsevier. str. 161–234. ISBN 978-0-12-813987-5.
  7. ↑ Burnham, Robert (16. 8. 2006). "Gas jet plumes unveil mystery of 'spiders' on Mars". Arizona State University. Arhivirano s originala, 21. 12. 2007. Pristupljeno 29. 8. 2009.
  8. ↑ Markiewicz, W. "Planetary Volcanism" (PDF). Solar System School. Max Planck Institute for Solar System Research, University of Göttingen. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  9. ↑ Earle, Steven (septembar 2015). "3.2 Magma and Magma Formation". Physical Geology. BCcampus Open Education. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  10. ↑ Evers, Jeannie; Emdash Editing, ured. (19. 10. 2023). "Magma's Role in the Rock Cycle". National Geographic Society. Pristupljeno 17. 4. 2024.
  11. ↑ Earle, Steven (septembar 2015). "3.2 Magma and Magma Formation".
  12. 1 2 Neveu, M.; Desch, S.J.; Shock, E.L.; Glein, C.R. (2015). "Prerequisites for explosive cryovolcanism on dwarf planet-class Kuiper Belt objects". Icarus. 246: 48–64. Bibcode:2015Icar..246...48N. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.043. hdl:2286/R.I.28139.
  13. 1 2 "Sulphur vs. Silicate". Volcano World. 4. 1. 2012.
  14. ↑ Hudec, Michael R. (20. 12. 2022). "What are mud volcanoes?". The Conversation. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  15. ↑ Klemetti, Erik (25. 9. 2023). "Cryovolcanism's Song of Ice and Fire". Eos. American Geophysical Union. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  16. ↑ Singer, Kelsi N.; et al. (29. 3. 2022). "Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto". Nature Communications. 13 (1): 1542. arXiv:2207.06557. Bibcode:2022NatCo..13.1542S. doi:10.1038/s41467-022-29056-3. PMC 8964750 Provjerite vrijednost parametra |pmc= (pomoć). PMID 35351895 Provjerite vrijednost parametra |pmid= (pomoć).
  17. ↑ "Lava Flow Forms". National Park Service. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  18. ↑ "lava". Britannica. 13. 2. 2024.
  19. ↑ Mastin, L. G. (1995). "Thermodynamics of gas and steam-blast eruptions". Bulletin of Volcanology. 57 (2): 85–98. Bibcode:1995BVol...57...85M. doi:10.1007/BF00301399.
  20. ↑ Campbell, B.A.; Morgan, G.A.; Whitten, J.L.; Carter, L.M.; Glaze, L.S.; Campbell, D.B. (2017). "Pyroclastic flow deposits on Venus as indicators of renewed magmatic activity". Journal of Geophysical Research: Planets. 122 (7): 1580–1596. Bibcode:2017JGRE..122.1580C. doi:10.1002/2017JE005299. hdl:10150/625517. PMC 6839737. PMID 31709132.
  21. ↑ Strehlow, K. (22. 11. 2016). "Dangerous water vapor: phreatic eruptions". Earth Science Knowledge Platform. doi:10.2312/eskp.051. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  22. ↑ "VHP Photo Glossary: Phreatic eruption". Volcano Hazards Program. U.S. Geological Survey. Pristupljeno 13. 11. 2010.
  23. ↑ Cronin, Shane (9. 12. 2019). "Steam-driven volcanic eruptions difficult to predict, still poorly understood". UPI.com. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  24. ↑ Mcnair, B. (10. 1. 2024). "What Are Phreatomagmatic Eruptions and How They Form?". Geology Base. Pristupljeno 17. 3. 2024.
  25. ↑ Axelrod, Daniel I. (1. 1. 1981). Role of Volcanism in Climate and Evolution (jezik: engleski). Geological Society of America. ISBN 978-0-8137-2185-9.
  26. ↑ Rampino, M R; Self, S; Stothers, R B (maj 1988). "Volcanic Winters". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 16 (1): 73–99. Bibcode:1988AREPS..16...73R. doi:10.1146/annurev.ea.16.050188.000445.
  27. ↑ Wieczorek, Mark A.; Jolliff, Bradley L.; Khan, Amir; Pritchard, Matthew E.; Weiss, Benjamin P.; Williams, James G.; Hood, Lon L.; Righter, Kevin; Neal, Clive R.; Shearer, Charles K.; McCallum, I. Stewart; Tompkins, Stephanie; Hawke, B. Ray; Peterson, Chris; Gillis, Jeffrey J.; Bussey, Ben (1. 1. 2006). "The constitution and structure of the lunar interior". Reviews in Mineralogy and Geochemistry. 60 (1): 221–364. Bibcode:2006RvMG...60..221W. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. S2CID 130734866.
  28. ↑ "Mare". Volcano World. Oregon State University. 4. 1. 2012. Pristupljeno 12. 11. 2023.
  29. ↑ "Sinuous Rilles". Volcano World. Oregon State University. 4. 1. 2012. Pristupljeno 17. 11. 2023.
  30. ↑ "A Lunar Mystery: The Gruithuisen Domes". Moon: NASA Science. Pristupljeno 6. 1. 2024.
  31. ↑ Bindschadler, D.L. (1995). "Magellan: A new view of Venus' geology and geophysics". Reviews of Geophysics. 33 (S1): 459–467. Bibcode:1995RvGeo..33S.459B. doi:10.1029/95RG00281.
  32. ↑ Robinson, Cordula A.; Thornhill, Gill D.; Parfitt, Elisabeth A. (1995). "Large-scale volcanic activity at Maat Mons: Can this explain fluctuations in atmospheric chemistry observed by Pioneer Venus?". Journal of Geophysical Research. 100 (E6): 11755. Bibcode:1995JGR...10011755R. doi:10.1029/95JE00147.
  33. ↑ Mouginis-Mark, Peter J. (oktobar 2016). "Geomorphology and volcanology of Maat Mons, Venus". Icarus. 277: 433–441. Bibcode:2016Icar..277..433M. doi:10.1016/j.icarus.2016.05.022.
  34. 1 2 "Glacial volcanic and fluvial activity on Mars: latest images". European Space Agency. 25. 2. 2005. Pristupljeno 21. 7. 2024.
  35. ↑ Davies, Ashley Gerard (9. 8. 2007). Volcanism on Io (jezik: engleski). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85003-2.
  36. ↑ "Exceptionally bright eruption on Io rivals largest in solar system". W.M. Keck Observatory. 13. 11. 2002. Arhivirano s originala, 6. 8. 2017. Pristupljeno 2. 5. 2018.
  37. ↑ Geissler, Paul (1. 1. 2015), "Chapter 44 - Cryovolcanism in the Outer Solar System", u Sigurdsson, Haraldur (ured.), The Encyclopedia of Volcanoes (Second Edition), Amsterdam: Academic Press, str. 763–776, doi:10.1016/b978-0-12-385938-9.00044-4, ISBN 978-0-12-385938-9, pristupljeno 6. 1. 2024
  38. ↑ "Cassini Finds an Atmosphere on Saturn's Moon Enceladus". PPARC. 16. 3. 2005. Arhivirano s originala, 10. 3. 2007. Pristupljeno 4. 7. 2014.
  39. ↑ Smith, Yvette (15. 3. 2012). "Enceladus, Saturn's Moon". Image of the Day Gallery. NASA. Pristupljeno 4. 7. 2014.
  40. ↑ "Hydrocarbon volcano discovered on Titan". New Scientist. 8. 6. 2005. Arhivirano s originala, 19. 9. 2007. Pristupljeno 24. 10. 2010.
  41. ↑ Jaggard, Victoria (5. 2. 2010). ""Super Earth" May Really Be New Planet Type: Super-Io". National Geographic web site daily news. National Geographic Society. Arhivirano s originala, 9. 2. 2010. Pristupljeno 11. 3. 2010.

Dodatni izvori

[uredi | uredi izvor]

Vanjski linkovi

[uredi | uredi izvor]
Preuzeto iz "https://bs.wikipedia.org/w/index.php?title=Vulkanizam&oldid=3895877"