Wikipedia

Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Núi lửa trên Io”

Duyệt lịch sử tương tác
← Thay đổi trướcThay đổi sau →
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Trực quanMã wiki
AlphamaEditor, Executed time: 00:00:06.6047264 using AWB
Dòng 2:
'''Núi lửa trên Io''', một [[vệ tinh tự nhiên]] của [[Sao Mộc]], với số lượng lên đến hàng trăm, là hoạt động [[địa chất]] mạnh mẽ nhất trên thiên thể này, thường xuyên đưa các chất khoáng nóng chảy với nhiệt độ và áp suất cao lên bề mặt của thiên thể, đồng thời cung cấp vật chất cho khí quyển [[Io (vệ tinh)|Io]] và [[từ quyển Sao Mộc]]. Môn '''khoa học về núi lửa trên Io''' là môn nghiên cứu về các dòng chảy [[dung nham]], các hố [[núi lửa]] và các [[hoạt động núi lửa]] trên bề mặt của [[Io (vệ tinh)|Io]]. '''Hoạt động núi lửa của Io''' đã được phát hiện vào năm 1979, bởi [[Linda Morabito]], người nghiên cứu các ảnh chụp từ ''[[Voyager 1]]''.<ref name="Morabito1979">{{Chú thích tạp chí|title=Discovery of currently active extraterrestrial volcanism |journal=[[Science (tạp chí)|Science]] |last=Morabito |first=L. A. |pages=972 |volume=204 |issue= 4396|date=1979 |doi=10.1126/science.204.4396.972 |pmid=17800432|bibcode = 1979Sci...204..972M |display-authors=1 |last2=Synnott |first2=S. P. |last3=Kupferman |first3=P. N. |last4=Collins |first4=S. A. }}</ref> Các quan sát về [[Io (vệ tinh)|Io]] bởi các tàu vũ trụ đi ngang qua (''[[Chương trình Voyager|Voyagers]]'', ''[[Galileo (tàu vũ trụ)|Galileo]]'', ''[[Cassini–Huygens|Cassini]]'', và ''[[New Horizons]]'') và các đài thiên văn trên Trái Đất đã cho thấy hơn 150 núi lửa hoạt động. Tới 400 núi lửa được dự đoán là đang tồn tại trên Io, dựa vào những quan sát này.<ref name="Lopes2004">{{Chú thích tạp chí|title=Lava lakes on Io: Observations of Io's volcanic activity from Galileo NIMS during the 2001 fly-bys |journal=[[Icarus (tạp chí)|Icarus]] |last=Lopes |first=R. M. C. |pages=140–74 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.11.013 |bibcode=2004Icar..169..140L |display-authors=1 |last2=Kamp |first2=Lucas W |last3=Smythe |first3=William D |last4=Mouginis-Mark |first4=Peter |last5=Kargel |first5=Jeff |last6=Radebaugh |first6=Jani |last7=Turtle |first7=Elizabeth P |last8=Perry |first8=Jason |last9=Williams |first9=David A}}</ref> Hoạt động núi lửa của Io làm cho vệ tinh tự nhiên này trở thành một trong bốn thiên thể trong [[Hệ Mặt Trời]] được biết đến là đang có núi lửa hoạt động (ba thiên thể còn lại là [[Trái Đất]], [[Enceladus (vệ tinh)|Enceladus]] - một vệ tinh tự nhiên của [[Sao Thổ]] - và [[Triton (vệ tinh)|Triton]] - vệ tinh tự nhiên của [[Sao Hải Vương]]).
 
Các nguồn nhiệt cung cấp năng lượng cho hoạt động núi lửa của Io, được tiên đoán lần đầu tiên vào thời gian ngay trước khi ''Voyager 1'' bay ngang qua, đến từ [[nhiệt thủy triều]] do [[độ lệch tâm quỹ đạo]] lớn của Io.<ref name="Peale1979">{{Chú thích tạp chí|title=Melting of Io by Tidal Dissipation |journal=Science |last=Peale |first=S. J. |pages=892–94 |volume=203 |issue= 4383|date=1979 |doi=10.1126/science.203.4383.892 |pmid=17771724|bibcode = 1979Sci...203..892P |display-authors=1 |last2=Cassen |first2=P. |last3=Reynolds |first3=R. T. }}</ref> Đây là nguồn nhiệt khác hẳn với [[Gradient địa nhiệt|địa nhiệt của Trái Đất]], sinh ra chủ yếu là từ hoạt động [[Phóng xạ|phân rã đồng vị phóng xạ]] và nguồn [[năng lượng liên kết hấp dẫn|nhiệt nguyên thủy]].<ref name="USGSweb">{{Chú thích web|url=http://pubs.usgs.gov/gip/dynamic/unanswered.html|title=Some Unanswered Questions|date=Mayngày 5, tháng 5 năm 1999|accessdate =2008-10- ngày 11 tháng 10 năm 2008 |publisher=[[Điều tra Địa chất Hoa Kỳ]]|last=Watson|first=J. M.}}</ref> Quỹ đạo lệch tâm lớn của Io dẫn đến khác biệt về [[lựa hấp dẫn|lực hút]] của Sao Mộc lên nó ở [[cận điểm]] so với [[viễn điểm quỹ đạo]], khiến cho [[bướu thủy triều]] của Io ở cận điểm và viễn điểm là khác nhau. Như vậy, Io biến dạng liên tục khi di chuyển trên quỹ đạo, và sự biến dạng này gây ra [[ma sát]], sinh ra nhiệt trong lòng của nó. Nếu không có nhiệt thủy triều, Io có thể sẽ tương tự như [[Mặt Trăng]], một thiên thể có kích cỡ và khối lượng tương đương, với hoạt động địa chất đã ngừng và bề mặt lỗ chỗ các hố thiên thạch.<ref name="Peale1979"/>
 
Hoạt động núi lửa của Io đã dẫn đến sự hình thành của hàng trăm tâm núi lửa và các cấu trúc dung nham rộng lớn, làm cho nó trở thành thiên thể có hoạt động núi lửa mạnh mẽ nhất trong Hệ Mặt Trời. Ba [[kiểu phun trào núi lửa]] khác nhau đã được xác định, khác nhau về thời gian, cường độ và tốc độ [[phun trào kiểu tràn|tràn dung nham]], và vị trí phun trào (có xảy ra trong ''vùng lõm núi lửa'' hay không). Các dòng dung nham trên Io, với chiều dài từ hàng chục đến hàng trăm cây số, có thành phần chủ yếu là [[bazan]], tương tự như dung nham trên Trái Đất tại các [[núi lửa hình khiên]] như [[Kīlauea]] ở [[Hawaii]].<ref name="Keszthelyi2007">{{Chú thích tạp chí|title=New estimates for Io eruption temperatures: Implications for the interior |journal=Icarus |last=Keszthelyi |first=L. |pages=491–502 |volume=192 |issue= 2|date=2007 |doi=10.1016/j.icarus.2007.07.008 |bibcode=2007Icar..192..491K |display-authors=1 |last2=Jaeger |first2=Windy |last3=Milazzo |first3=Moses |last4=Radebaugh |first4=Jani |last5=Davies |first5=Ashley Gerard |last6=Mitchell |first6=Karl L.}}</ref> Mặc dù hầu hết các dung nham trên Io cấu tạo từ bazan, một vài dòng dung nham chứa [[lưu huỳnh]] và [[lưu huỳnh dioxit]] đã được quan sát thấy. Ngoài ra, nhiệt độ phun trào có thể lên tới {{Convert|1600|K|-2}}, nhiệt độ cao này có thể được giải thích bởi sự phun trào dung nham siêu [[mafic]] [[silicat]] nhiệt độ cao.<ref name="IobookChap7">{{Chú thích sách|title=Io after Galileo |publisher=Springer-Praxis |chapter=Active volcanism: Effusive eruptions |last=Williams |first=D. A. |author2=Howell, R. R. |editor=Lopes, R. M. C. |editor2=Spencer, J. R. |pages=133–61 |date=2007 |isbn=3-540-34681-3}}</ref>
Dòng 12:
Trước khi ''Voyager 1'' đến Io vào ngày 5 tháng 3 năm 1979, Io đã được cho là một thế giới chết như [[Mặt Trăng]]. Việc khám phá ra một đám mây natri xung quanh Io đã dẫn đến giả thuyết rằng vệ tinh tự nhiên này được bao phủ trong [[evaporit]].<ref name="Fanale1974">{{Chú thích tạp chí|title=Io: A Surface Evaporite Deposit? |journal=Science |last=Fanale |first=F. P. |pages=922–25 |volume=186 |issue=4167 |date=1974 |doi=10.1126/science.186.4167.922 |pmid=17730914 |bibcode=1974Sci...186..922F |display-authors=1 |last2=Johnson |first2=T. V. |last3=Matson |first3=D. L.}}</ref>
 
Những gợi ý cho các khám phá ban đầu đến từ các ảnh chụp [[Tia hồng ngoại|hồng ngoại]] bởi các đài thiên văn trên Trái Đất trong những năm 1970. Một [[Mật độ dòng nhiệt|thông lượng nhiệt]] nhiều bất thường, so với những [[vệ tinh Galileo]] khác, đã được phát hiện trong các phép đo ở bước sóng hồng ngoại 10 [[Micrômét|μm]] khi Io nằm trong bóng tối của Sao Mộc.<ref name="Morrison1973">{{Chú thích tạp chí|title=Thermal Properties of the Galilean satellites |journal=Icarus |last=Morrison |first=J |author2=Cruikshank, D. P. |pages=223–36 |volume=18 |issue= 2|date=1973 |doi=10.1016/0019-1035(73)90207-8 |bibcode=1973Icar...18..224M}}</ref> Vào thời gian của phát hiện này, thông lượng nhiệt cao được giả định là do bề mặt có [[nhiệt dung riêng]] cao hơn [[Europa (vệ tinh)|Europa]] và[[Ganymede (vệ tinh)| Ganymede]].<ref name="Hansen1973">{{Chú thích tạp chí|title=Ten-micron eclipse observations of Io, Europa, and Ganymede |journal=Icarus |last=Hansen |first=O. L. |pages=237–46 |volume=18 |issue= 2|date=1973 |doi=10.1016/0019-1035(73)90208-X |bibcode=1973Icar...18..237H}}</ref> Tuy nhiên, các kết quả đo ở bước sóng 20 μm lại cho thấy Io có bề mặt với các đặc tính tương tự như các vệ tinh khác.<ref name="Morrison1973"/> Điều này dẫn đến kết luận sơ bộ là thông lượng nhiệt cao ở bước sóng ngắn là do sự kết hợp của hoạt động núi lửa trên Io và nhiệt lượng từ Mặt Trời, trong đó Mặt Trời cung cấp một lượng nhiệt lớn hơn ở bước sóng dài hơn.<ref name="IobookChap2">{{citechú thích booksách |title=Io after Galileo |publisher=Springer-Praxis |chapter=A history of the exploration of Io |last=Cruikshank |first=D. P. |author2=Nelson, R. M. |editor=Lopes, R. M. C. |editor2=Spencer, J. R. |pages=5–33 |date=2007 |isbn=3-540-34681-3}}</ref> Phát xạ nhiệt của Io được quan sát thấy là mạnh bất thường ở 5 μm vào ngày 20 năm 1978 bởi Witteborn, ''et al.'' Nhóm này giả định hoạt động núi lửa gây ra phát xạ nhiệt này, trong trường hợp đây đúng là hoạt động núi lửa thì các dữ liệu cho thấy vùng hoạt động núi lửa rộng khoảng {{Convert|8000|km2}} và có nhiệt độ {{Convert|600|K|-2}}. Tuy nhiên, các tác giả đã coi là giả thuyết này ít có khả năng xảy ra, và tập trung vào giả thuyết về sự tương tác giữa Io và từ quyển Sao Mộc.<ref name="Witteborn1979">{{Chú thích tạp chí|title=Io: An Intense Brightening Near 5 Micrometers |journal=Science |last=Witteborn |first=F. C. |pages=643–46 |volume=203 |issue= 4381|date=1979 |doi=10.1126/science.203.4381.643 |pmid=17813373|bibcode = 1979Sci...203..643W |display-authors=1 |last2=Bregman |first2=J. D. |last3=Pollack |first3=J. B. }}</ref>
 
Ngay trước khi ''Voyager 1'' bay qua Io, [[Stan Peale]], Patrick Cassen và R. T. Reynolds đã công bố một bài báo trên tạp chí ''[[Science (tập san)|Science]]'' dự đoán về bề mặt của Io bị thay đổi nhiều do hoạt động núi lửa và [[Io (vệ tinh)|lõi của Io bị phân tách thành nhiều tầng]], có tầng lõi đá ở trong cùng, chứ không phải là một lõi đồng nhất. Dự đoán này dựa trên mô hình trong đó có một lượng nhiệt lớn được sinh ra bởi thay đổi lực thủy triều của Sao Mộc lên Io do quỹ đạo có độ lệch tâm lớn của Io. Các tính toán của họ cho thấy lượng nhiệt sinh ra cho một Io với lõi đồng nhất sẽ gấp ba lần nhiệt tạo ra bởi [[Phóng xạ|phân rã đồng vị phóng xạ]]. Hiệu ứng này sẽ còn lớn hơn với Io có lõi được tách thành nhiều tầng.<ref name="Peale1979"/>
Dòng 31:
Các nghiên cứu ảnh chụp hồng ngoại từ các đài thiên văn trên Trái Đất trong những năm 1980 và 1990 đã dần chuyển dịch mô hình về thành phần vật chất trong dung nham núi lửa của Io, từ chủ yếu chứa lưu huỳnh sang chủ yếu chứa silicat, và lưu huỳnh chỉ đóng một vai trò thứ yếu.<ref name="Spencer1996"/> Vào năm 1986, các quan sát về một đợt phun trào sáng trên Io đã cho thấy nhiệt độ ít nhất {{Convert|900|K|-2}}. Nhiệt độ này cao hơn so với [[điểm sôi]] của lưu huỳnh ({{Convert|715|K|disp=or}}), cho thấy thành phần phải là silicat, ít nhất cho một số dung nham trên Io.<ref name="Johnson1988">{{Chú thích tạp chí|title=Io: Evidence for Silicate Volcanism in 1986 |journal=Science |last=Johnson |first=T. V. |pages=1280–83 |volume=242 |issue= 4883|date=1988 |doi=10.1126/science.242.4883.1280 |pmid=17817074|bibcode = 1988Sci...242.1280J |display-authors=1 |last2=Veeder |first2=G. J. |last3=Matson |first3=D. L. |last4=Brown |first4=R. H. |last5=Nelson |first5=R. M. |last6=Morrison |first6=D. }}</ref> Nhiệt độ cao tương tự cũng được tìm thấy ở một đợt phun trào tại vùng Surt trong năm 1979, giữa hai chuyến bay qua của các tàu ''Voyager'', và ở một đợt phun trào khác vào năm 1978, được quan sát bởi Witteborn và các đồng nghiệp.<ref name="Witteborn1979"/><ref name="Sinton1980">{{Chú thích tạp chí|title=Io: Ground-Based Observations of Hot Spots |journal=Science |last=Sinton |first=W. M. |pages=1015–17 |volume=210 |issue= 4473|date=1980 |doi=10.1126/science.210.4473.1015 |pmid=17797493|bibcode = 1980Sci...210.1015S |display-authors=1 |last2=Tokunaga |first2=A. T. |last3=Becklin |first3=E. E. |last4=Gatley |first4=I. |last5=Lee |first5=T. J. |last6=Lonsdale |first6=C. J. }}</ref> Ngoài ra, mô hình dòng dung nham silcat trên Io cho cho thấy chúng nguội đi nhanh chóng, khiến bức xạ nhiệt của chúng được thống trị bởi các thành phần nhiệt độ thấp, chẳng hạn như ở dòng chảy đông cứng nhanh, trái ngược với các khu vực nhỏ vẫn còn được phủ bởi dung nham lỏng với nhiệt độ cao gần bằng nhiệt độ lúc mới phun ra.<ref name="Carr1986">{{Chú thích tạp chí|title=Silicate volcanism on Io |journal=[[Journal of Geophysical Research]] |last=Carr |first=M. H. |pages=3521–32 |volume=91 |date=1986 |doi=10.1029/JB091iB03p03521 |bibcode=1986JGR....91.3521C}}</ref>
[[Tập tin:NIMS_Io_map.jpg|trái|nhỏ|Bản đồ phát xạ nhiệt của Io đo bởi ''Galileo.'']]
Hoạt động núi lửa có thành phần chứa silicat, với dung nham [[bazan]] có [[mafic]] hoặc siêu mafic (giàu [[magie]]), đã được xác nhận bởi thông tin từ tàu vũ trụ ''[[Galileo (tàu vũ trụ)|Galileo]]'' trong những năm 1990 và 2000, gồm kết quả đo nhiệt độ tại các điểm nóng của Io, nơi phát xạ nhiệt được phát hiện, và kết quả đo quang phổ tại các vùng vật liệu tối trên Io. Các phép đo nhiệt độ từ Máy ảnh Chất Rắn (SSI) và Phổ kế Lập bản đồ Hồng ngoại gần (NIMS) của ''Galileo'' đã cho thấy nhiều điểm nóng với các thành phần nhiệt độ cao từ ít nhất {{Convert|1200|K|-2}} đến tối đa của {{Convert|1600|K|-2}}, ví dụ như ở vụ phun trào tại [[Pillan Patera]] vào năm 1997.<ref name="Keszthelyi2007"/> Ước tính ban đầu trong quá trình thực hiện nhiệm vụ ''Galileo'' đã gợi ý nhiệt độ phun trào gần {{Convert|2000|K|-2}}<ref name="Davies2001">{{Chú thích tạp chí|title=Thermal signature, eruption style, and eruption evolution at Pele and Pillan on Io |journal=J. Geophys. Res. |last=Davies |first=A. G. |pages=33,079–33,103 |volume=106 |issue=E12 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001357 |bibcode=2001JGR...10633079D |display-authors=1 |last2=Keszthelyi |first2=Laszlo P. |last3=Williams |first3=David A. |last4=Phillips |first4=Cynthia B. |last5=McEwen |first5=Alfred S. |last6=Lopes |first6=Rosaly M. C. |last7=Smythe |first7=William D. |last8=Kamp |first8=Lucas W. |last9=Soderblom |first9=Laurence A.}}</ref>, sau đó đã bị chứng minh là quá cao, vì sử dụng mô hình nhiệt sai trong tính toán nhiệt độ.<ref name="Keszthelyi2007"/> Các quan sát quang phổ của các phần vật liệu tối của Io đã chỉ ra sự hiện diện của [[Pyroxen|pyroxen]], như [[enstatit]], khoáng chất silicat giàu magie phổ biến trong các bazan mafic và siêu mafic. Các vật liệu tối được tìm thấy trong các hố núi lửa, trong các dòng dung nham mới được phun ra, và các trầm tích [[mạt vụn núi lửa]] (pyroclastic) xung quanh các vùng phun trào núi lửa kiểu nổ mới xảy ra.<ref name="GeisslerColor1999">{{Chú thích tạp chí|title=Global Color Variations on Io |journal=Icarus |last=Geissler |first=P. E. |pages=265–82 |volume=140 |date=1999 |doi=10.1006/icar.1999.6128 |bibcode=1999Icar..140..265G |display-authors=1 |issue=2 |author2=McEwen, A. S.}}</ref> Dựa vào kết quả đo nhiệt độ dung nham và các phép đo quang phổ, một số dung nham có thể là tương tự như [[komatiit]] trên Trái Đất.<ref name="Williams2000b">{{Chú thích tạp chí|title=A komatiite analog to potential ultramafic materials on Io |journal=J. Geophys. Res. |last=Williams |first=D. A. |pages=1671–84 |volume=105 |issue=E1 |date=2000 |doi=10.1029/1999JE001157 |bibcode=2000JGR...105.1671W |display-authors=1 |last2=Wilson |first2=Allan H. |last3=Greeley |first3=Ronald}}</ref> Việc siêu gia nhiệt do áp lực lớn, có thể làm tăng nhiệt độ dung nham trong quá trình chúng được phun lên bề mặt trong một vụ phun trào, cũng có thể là một yếu tố gây nên một số vụ phun trào có nhiệt độ cao hơn.<ref name="Keszthelyi2007"/>
 
Mặc dù các kết quả đo nhiệt độ của núi lửa Io đã giúp giải quyết cuộc tranh luận về việc núi lửa ở đây chứa lưu huỳnh hay silicat, đã diễn ra trong thời gian giữa các chuyến thăm của tàu ''Voyager'' và ''Galileo'' tại Sao Mộc, lưu huỳnh và lưu huỳnh dioxit vẫn có một vai trò quan trọng trong các hiện tượng quan sát được trên Io. Cả hai vật liệu đã được phát hiện trong các cột khói được tạo ra ở núi lửa của Io, với lưu huỳnh là một phần chính của cột khói loại Pele.<ref name="Spencer2000b">{{Chú thích tạp chí|title=Discovery of Gaseous S<sub>2</sub> in Io's Pele Plume |journal=Science |last=Spencer |first=J. |pages=1208–10 |volume=288 |issue= 5469|date=2000 |doi=10.1126/science.288.5469.1208 |pmid=10817990|bibcode = 2000Sci...288.1208S |display-authors=1 |last2=Jessup |first2=KL |last3=McGrath |first3=MA |last4=Ballester |first4=GE |last5=Yelle |first5=R }}</ref> Các dòng dung nham sáng màu đã được xác định trên Io, ví dụ tại Tsũi Goab Fluctus, Emakong Patera, và Balder Patera, đã gợi ý về sự tồn tại của hoạt động núi lửa tràn ngập lưu huỳnh, hay lưu huỳnh dioxit.<ref name="Williams2004">{{Chú thích tạp chí|title=Mapping of the Culann–Tohil region of Io from Galileo imaging data |journal=Icarus |last=Williams |first=D. A. |pages=80–97 |volume=169 |date=2004 |doi=10.1016/j.icarus.2003.08.024 |bibcode=2004Icar..169...80W |display-authors=1 |last2=Schenk |first2=Paul M |last3=Moore |first3=Jeffrey M |last4=Keszthelyi |first4=Laszlo P |last5=Turtle |first5=Elizabeth P |last6=Jaeger |first6=Windy L |last7=Radebaugh |first7=Jani |last8=Milazzo |first8=Moses P |last9=Lopes |first9=Rosaly M.C}}</ref>
Dòng 56:
=== Phun trào kiểu nổ (kiểu Pillan) ===
[[Tập tin:Io_Tvashtar_I25.jpg|phải|nhỏ|Hình ảnh các dòng dung nham và đài phun đang hoạt động ở [[Tvashtar Paterae]], chụp bởi tàu ''Galileo'' vào năm 1999.]]
''Phun trào kiểu nổ'' là kiểu phun trào mạnh nhất trên Io. Những vụ phun trào kiểu này, đôi khi được gọi là những "vụ nổ" khi quan sát từ Trái Đất, có đặc trưng là chỉ kéo dài trong vài tuần đến vài tháng, khởi động nhanh chóng, thông lượng dòng chảy phun trào lớn, và bức xạ nhiệt mạnh.<ref name="IoVolcanismChap2">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=27–38 |chapter=Between ''Voyager'' and ''Galileo'': 1979-1995 }}</ref> Chúng làm cho độ sáng của Io ở vùng hồng ngoại gần tăng mạnh trong một khoảng thời gian ngắn. Vụ phun trào núi lửa mạnh nhất đã được thấy trong lịch sử quan sát Io là một "vụ nổ" tại [[núi lửa Surt|Surt]], quan sát bởi các nhà thiên văn trên Trái Đất vào ngày 22 tháng 2 năm 2001.<ref name="Marchis2002">{{Chú thích tạp chí|title=High-Resolution Keck Adaptive Optics Imaging of Violet Volcanic Activity on Io |journal=Icarus |last=Marchis |first=F. |pages=124–31 |volume=160 |date=2002 |doi=10.1006/icar.2002.6955 |laysummary=http://www.keckobservatory.org/article.php?id=54 |laysource=Keck Observatory Press Release |laydate =2002-11- ngày 13 tháng 11 năm 2002 |bibcode=2002Icar..160..124M |display-authors=1}}</ref>
 
Phun trào kiểu nổ xảy ra khi một khối [[mắc ma]] (gọi là một ''[[thể mạch]]'') nổi lên từ [[Lớp phủ (địa chất)|lớp phủ]] nóng chảy ở sâu bên trong lòng Io, đến được bề mặt Io qua một [[mạch dẫn]] hẹp (fissure). Khi đó có một màn trình diễn ngoạn mục giống như một [[Dung nham|đài phun dung nham]].<ref name="Wilson2001">{{Chú thích tạp chí|title=Lava Fountains from the 1999 Tvashtar Catena fissure eruption on Io: Implications for dike emplacement mechanisms, eruptions rates, and crustal structure |journal=J. Geophys. Res. |last=Wilson |first=L. |author2=Head, J. W. |pages=32,997–33,004 |volume=106 |date=2001 |doi=10.1029/2000JE001323 |bibcode=2001JGR...10632997W}}</ref> Trong giai đoạn đầu của phun trào kiểu nổ, bức xạ nhiệt được thống trị bởi thành phần mạnh trong dải bức xạ hồng ngoại 1-3 [[Micrômét|μm]]. Bức xạ này được phát ra từ một lượng lớn dung nham mới được lộ ra trong đài phun tại lỗ phun.<ref name="IoVolcanismChap11">{{Chú thích sách|last=Davies |first=A. |title=Volcanism on Io: A Comparison with Earth |date=2007 |publisher=Nhà xuất bản Đại học Cambridge|isbn=0-521-85003-7 |pages=192 207 |chapter=Pillan and Tvashtar Paterae: lava fountains and flows }}</ref> Những vụ phun trào kiểu nổ tại [[núi lửa Tvashtar]] trong tháng 11 năm 1999 và tháng 2 năm 2007, tập trung vào một "rèm" nham thạch dài {{Convert|25|km}} và cao {{Convert|1|km}} sinh ra tại một vùng lõm nằm trong vùng phức hợp [[Tvashtar Paterae]] lớn hơn.<ref name="Wilson2001"/><ref name="Spencer2007">{{Chú thích tạp chí|title=Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano |journal=Science |last=Spencer |first=J. R. |pages=240–43 |volume=318 |issue= 5848|date=2007 |doi=10.1126/science.1147621 |pmid=17932290|bibcode = 2007Sci...318..240S |display-authors=1 |last2=Stern |first2=S. A. |last3=Cheng |first3=A. F. |last4=Weaver |first4=H. A. |last5=Reuter |first5=D. C. |last6=Retherford |first6=K. |last7=Lunsford |first7=A. |last8=Moore |first8=J. M. |last9=Abramov |first9=O.}}</ref>
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/wiki/Núi_lửa_trên_Io”