.jpg/1280px-Zamama_volcanic_center,_Galileo,_July_1999_(PIA02504).jpg)
Zamama es un centro volcánico activo en la luna Ío de Júpiter . [1] [2] Este centro volcánico entró en erupción después del sobrevuelo de la Voyager 1 en 1979, lo que lo convierte en uno de los pocos volcanes planetarios conocidos que se han activado durante la vida de esta generación. Un análisis y estudio posterior de la nave espacial Galileo ayudó con el estudio general del vulcanismo de Ío. Galileo lo ubicó en Ío a 21°N 173°O / 21°N 173°O / 21; -173 [1] [3] . Zamama tiene un flujo de tipo fisura que tiene 150 km (93 mi) de largo con temperaturas de 1100 K (830 °C; 1520 °F), [1] y el sitio del centro volcánico tiene características de erupción explosiva y efusiva . [4] El flujo parece emanar del volcán de tipo Prometeo .
Los instrumentos de teledetección incorporados a la nave espacial Galileo (el espectrómetro de cartografía de infrarrojo cercano [NIMS], el generador de imágenes de estado sólido [SSI] y el fotopolarímetro-radiómetro [PPR]) recogen y analizan el vulcanismo en la superficie de Ío. Como no se han recogido muestras de Ío, todas las interpretaciones se realizan estudiando los efectos del albedo , la morfología y/o las variaciones espectrales en los datos de Galileo . Además, el análisis geomorfológico se utiliza estrictamente para estudiar dichas estructuras planetarias específicas. [1] [5]
La mayoría de los datos adquiridos de la luna joviana Ío se derivaron de interpretaciones geomorfológicas de imágenes orbitales. La Voyager 1 y Galileo utilizaron teledetección térmica para realizar esta tarea. La teledetección térmica es una rama de la teledetección que se ocupa del procesamiento e interpretación de datos en la región infrarroja térmica (TIR) del espectro electromagnético (EM). Zamama es un punto caliente/centro volcánico entre los 61 centros volcánicos activos en Ío. [6] Estos fueron observados por los sobrevuelos de la Voyager , por Galileo y por observaciones terrestres. Zamama fue observado por primera vez por Galileo , [6] que identificó dos tipos de actividad volcánica: persistente y esporádica. [6] El instrumento NIMS detectó actividad en Zamama que duró más de un año; por lo tanto, se considera del tipo persistente. [6] Solo se ha detectado con NIMS cinco veces, pero se ha observado con NIMS nueve veces. Esta menor incidencia de detección podría deberse a limitaciones de observación o a una disminución temporal de la actividad. [6]
Ío es una de las lunas jovianas más difíciles de establecer en cuanto a topografía. Un par de técnicas ayudaron a realizar la topografía de Ío, como la fotogrametría estereoscópica "3D" (SP) y la fotoclinometría "2D" (PC). [4] Los volcanes jónicos han sido poco caracterizados debido a su estructura volcánica, que es diferente de los volcanes planetarios bien estudiados, como los de Marte. Se han identificado dos morfologías de campo de flujo comunes en Ío: [4]
_marked_by_White_arrows._Zamama(A)_shield_volcano_and_the_dark_main_flow_comples_spreading_eastward..jpg/1280px-thumbnail.jpg)
El centro volcánico activo de Zamama se caracteriza morfológicamente por un campo de flujo centrado radialmente. En esta zona se encuentran varios volcanes en escudo de laderas escarpadas:
Zamama parece haber estado inactivo durante la visita de la Voyager 1 en 1979 , o puede haber quedado enterrado por los depósitos de Volund. Por el contrario, Zamama apareció como un punto caliente muy activo durante las observaciones de Galileo . Zamama ha mostrado tres cambios notables en la superficie en las imágenes tomadas por SSI. Las imágenes los muestran como anillos brillantes, colocados dentro de los flujos de lava oscuros, con diámetros de aproximadamente 370 km (230 mi). Además, se depositaron nuevos anillos negros al norte y noreste de la erupción central prominente. Esta erupción central más prominente fue la primera en tener lugar (18° N, 171° W). El área total cambiada fue de aproximadamente 136.000 km2 ( 53.000 millas cuadradas). En segundo lugar, una nueva erupción provocó un ensanchamiento en los depósitos oscuros centrales del lado occidental y se depositaron nuevos anillos brillantes a lo largo de los márgenes de los flujos de lava. El área total afectada fue de aproximadamente 37.000 km2 ( 14.000 millas cuadradas). En tercer lugar, la tercera columna de humo de Zamama se encontraba en erupción activa mientras Galileo se encontraba en su decimocuarta órbita alrededor de Júpiter. Los nuevos depósitos se ampliaron hasta alcanzar los 150 ± 5 km (93,2 ± 3,1 mi) y están centrados al este del centro eruptivo. El área total afectada fue de unos 96.000 km2 ( 37.000 mi2). [8]
El instrumento NIMS de Galileo recopiló datos sobre las emisiones volcánicas para analizar la potencia de salida. Se utiliza un modelo de dos temperaturas para determinar la temperatura y la potencia de salida. Los modelos han demostrado que Zamama tiene una temperatura de 1173 ± 243 K (900 ± 243 °C; 1652 ± 437 °F). Los flujos piroclásticos con alto contenido de sílice pueden tener temperaturas de hasta 1200 °C (1470 K; 2190 °F). Dado que los volcanes de Zamama tienen temperaturas tan altas, esto indica que se trata de magma silíceo. No se han recuperado ni procesado muestras reales del magma de Zamama para determinar su composición. [9]
Los flujos de lava en Zamama sugieren que se trata de un volcán en escudo con un respiradero central y una zona de grietas . La zona de grietas parece alimentar el campo de flujo oscuro, que apareció en la visita de Galileo . El campo de flujo parecía estrecho/delgado más cerca del centro, y ancho/ancho más lejos del centro. Este comportamiento podría deberse a un cambio en la pendiente desde el borde del volcán hasta las llanuras cercanas. El respiradero central emana flujos brillantes, debido a la composición de lava sulfurosa o lava de silicato recubierta de depósitos sulfurosos. La composición de la lava emitida por el volcán todavía es un misterio. [7]
Se realizó un análisis de datos del NIMS para determinar la variabilidad de las emisiones térmicas de los volcanes de Io, en particular Zamama, durante 1.038 días (del 28 de junio de 1996 al 2 de mayo de 1999) y los resultados mostraron: [5]
La mayoría de los volcanes jónicos comienzan como volcanes en escudo de lados escarpados. Después de una fase de construcción eruptiva, la región central colapsa para formar una caldera . Dado que no se han observado volcanes en escudo de lados escarpados dentro de calderas colapsadas, esto indica una falla en la reforma de volcanes de lados escarpados después del colapso, que puede estar asociada con varias variables como el cambio de temperatura, la tasa eruptiva y/o la composición de la lava. La falla en la reforma de volcanes en escudo se debe a la falla en el suministro de magma a través de la cámara de magma. Estas interpretaciones podrían ser una señal de que los volcanes en escudo actuales seguirán este patrón y se transformarán en sitios eruptivos formadores de calderas. [4]
Williams (2013) sugiere la necesidad de una variedad de métodos para observar Ío en el futuro: "Se recomienda que la futura exploración de Ío incluya: 1) una nave espacial de observación de Ío en órbita alrededor de Júpiter, ya sea de clase Discovery o de clase New Frontiers ; 2) un telescopio ultravioleta basado en el espacio con capacidad limitada por difracción; 3) misiones basadas en el espacio que permitan el monitoreo a largo plazo de Ío en una variedad de escalas de tiempo (segundos, minutos, horas, días, meses, años); y 4) tiempo expandido para la observación de Ío en telescopios terrestres de clase 8 a 10 m, particularmente aquellos con capacidad de óptica adaptativa nocturna". [10]
Medios relacionados con Zamama (volcán) en Wikimedia Commons