얼음화산
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1. 개요
얼음 화산은 물, 암모니아, 메탄 등 휘발성 물질이 분출하는 화산의 일종으로, 주로 얼음으로 덮인 천체에서 발생한다. 1987년 처음 명명되었으며, 폭발형과 용암 분출형 분출 유형이 있다. 극저온 마그마의 생성, 상승, 분출의 세 단계를 거쳐 활동하며, 조석 가열, 방사성 동위원소 붕괴, 불순물 등이 메커니즘에 영향을 미친다. 트리톤, 엔셀라두스, 유로파, 명왕성 등 태양계 여러 천체에서 얼음 화산 활동의 증거가 발견되었으며, 세레스와 같은 왜행성에서도 확인되었다.
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| 얼음화산 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 유형 | 화산 |
| 분출물 | 휘발성 물질 (물, 암모니아, 메탄 등) |
| 용암 | 빙하 마그마 |
| 특징 | |
| 설명 | 액체 상태의 휘발성 물질이 분출되어 형성되는 화산 지형 |
| 위치 | 태양계 내의 얼음 위성 (엔셀라두스, 유로파, 타이탄 등) 명왕성 케레스 기타 저온 환경의 천체 |
| 빙하 마그마 | |
| 구성 요소 | 물 암모니아 메탄 기타 저온에서 액체 상태로 존재하는 휘발성 물질 |
| 성질 | 일반적인 화산의 마그마와 유사하게 작용, 분출되어 지표면에 다양한 지형 형성 |
| 형성 과정 | |
| 단계 | 4. 분출된 물질이 응고되어 다양한 형태의 지형 형성 (예: 빙하, 평원, 간헐천) |
| 연구 | |
| 중요성 | 태양계 외곽 천체의 내부 구조 및 조성 연구 생명체 존재 가능성 탐색 (물 존재 가능성) |
| 탐사 | 보이저 카시니 뉴 허라이즌스 향후 계획: 유로파 클리퍼, 드래곤플라이 |
2. 용어 및 어원
'얼음 화산(Cryovolcano)'이라는 용어는 1987년 미국 지질학회(GSA)에서 스티븐 K. 크로프트가 처음 사용했다.[57][58] 이 용어는 그리스어 'κρῠ́ος'(κρῠ́ος|크뤼오스grc, 차가움 또는 서리를 의미)와 화산의 합성어이다. 일반적으로 얼음 화산 활동을 설명하는 데 사용되는 용어는 지구의 화산 용어와 유사하다.
얼음 화산은 용암이 아닌 물, 암모니아, 메탄과 같은 휘발성 물질을 화산처럼 분출하는 현상이다.[64] 극저온 상태에서 "얼음 용암"을 분출하며, 분출 후에는 고체 성분 비율이 높아진다.
3. 얼음 화산 활동의 유형
얼음 화산 분화의 주요 에너지원은 다음과 같다.3. 1. 폭발형 분출
폭발형 냉(冷)화산 활동 또는 '냉(冷)쇄설성 분출'은 냉마그마가 상승하면서 압력이 감소함에 따라 용해된 휘발성 가스(예: 메탄, 일산화 탄소)가 방출되어 발생한다. 지구의 폭발성 화산 활동이 주로 용해된 물, 이산화 탄소, 이산화 황에 의해 발생하는 반면, 폭발성 냉화산 활동은 메탄, 일산화 탄소 등에 의해 발생한다. 분출 시, 냉(冷)화산 물질은 화산재와 테프라와 유사하게 격렬한 폭발로 분쇄되어 냉(冷)쇄설성 물질을 생성한다.[4]
토성의 위성 엔셀라두스는 현재까지 관측된 가장 극적인 예의 냉각 화산을 보여주며, 초당 250kg의 물질을 분출하는 일련의 통풍구를 가지고 있으며, 이는 E 고리에 공급된다.[21][22] 이러한 분출은 엔셀라두스의 남극 지역에서 발생하며, '타이거 스트라이프'라고 비공식적으로 알려진 지역을 형성하는 네 개의 주요 능선에서 기원한다.[20] 엔셀라두스의 냉각 화산 활동은 전 지구적인 지하 해양에 의해 유지된다.[23][1]
엔셀라두스의 선두 및 후행 반구 (엔셀라두스의 궤도 방향을 "향하거나" "거스르는" 반구)를 중심으로 한 다른 지역은 타이거 스트라이프와 유사한 지형을 보여주며, 이는 엔셀라두스가 과거에 냉각 화산 활동이 고조된 개별 기간을 경험했을 가능성을 시사한다.[23]
3. 2. 용암 분출형 분출
용암 분출형 극저온 화산 활동은 폭발적인 활동이 거의 또는 전혀 없이 일어나며, 대신 기존 지형을 덮는 광범위한 극저온 용암류가 특징이다. 폭발형 극저온 화산 활동과 달리 활발한 용암 분출형 극저온 화산 활동의 사례는 관찰되지 않았다. 용암 분출로 형성된 구조는 분출된 물질의 점성에 따라 달라진다. 점성이 낮은 극저온 용암의 분출은 넓은 지역을 재포면화하여 순상 화산과 대규모 현무암의 지구형 행성에서의 분출과 유사한 광대하고 비교적 평평한 평원을 형성할 수 있다. 점성이 더 높은 분출 물질은 멀리 이동하지 않으며, 대신 극저온 화산 돔과 같은 국지적인 고지형 지형을 형성할 수 있다.[7]
4. 얼음 화산 활동의 메커니즘
얼음 화산은 용암이 아닌 물, 암모니아, 메탄과 같은 휘발성 물질을 화산처럼 분출한다.[64] 주로 액체와 고체 물질로 이루어진 기체를 포함한 "얼음 용암"을 매우 낮은 온도에서 분출하며, 분출 후에는 고체 성분이 더 많아진다. 1989년 NASA의 무인 탐사선 보이저 2호가 해왕성의 위성 트리톤에서 얼음 화산을 처음으로 관측했다.[64]
얼음 화산의 분화, 즉 얼음 융해 에너지원은 해왕성이 트리톤에 미치는 조석력으로 추정된다. 트리톤의 변형과 마찰로 얼음이 융해되는 것이다. 트리톤의 얼음 화산 분화 에너지원은 인근 천체의 조석력으로 여겨지지만, 얼음 천체 표면의 반투명성 때문에 온실 효과와 유사한 작용으로 표층 얼음 속에 열이 축적되어 에너지원이 될 수도 있다. 에지워스-카이퍼 벨트의 얼음 천체에서도 얼음 화산이 발견될 가능성이 있다.
과거 에지워스-카이퍼 벨트 천체에는 얼음 화산이 많았을 것으로 추정된다. 과거 태양계에는 방사성 동위원소가 더 많았고, 방사성 붕괴로 발생한 열이 얼음 융해 에너지원이 되어 얼음 화산 분화를 일으켰을 수 있다. 물과 암모니아 혼합물 얼음은 -95°C영어에서 융해되므로, 이러한 얼음이 있는 천체에서 분화가 가능했을 것이다.
극저온 화산 활동은 다음 세 가지 조건이 필요하다.
1. 충분한 양의 극저온 마그마 생성
2. 극저온 마그마 상승력
3. 표면으로의 통로 형성[7]
4. 1. 극저온 마그마의 생성
극저온 화산 활동이 일어나려면 극저온 마그마가 충분히 생성되어야 하고, 상승할 힘과 통로가 필요하다.[7] 극저온 마그마는 주로 얼음 위성의 지하 해양에서 생성된다.[7] 지하 해양은 목성, 토성 등 거대 행성의 위성에서 널리 발견되며,[7] 조석 가열에 의해 유지된다. 위성이 행성을 공전할 때 조석력이 발생하여 에너지가 소산되고 열이 발생한다.[46] 지하 해양은 명왕성과 같은 왜행성에서도 발견되는데,[49] 이 경우에는 방사성 동위원소 붕괴가 주요 가열 원인이다.[7]
극저온 마그마의 저장소는 얼음 껍질 내에서도 형성될 수 있는데, 국부적인 용융이나 더 깊은 곳에서 극저온 마그마가 주입되어 만들어진다.[25][7] 얼음 껍질의 대류층은 따뜻한 플룸을 생성하여 불순한 얼음을 녹이고 렌즈 모양의 용융 영역을 형성할 수 있다.[7] 국부적인 용융은 변환 단층 내 응력 축적이나 충돌 사건으로도 발생할 수 있다.[7] 또는, 지하 해양에서 암맥이나 암상과 유사하게 극저온 마그마가 얼음 껍질의 균열을 통해 주입될 수도 있다.[7]
4. 2. 극저온 마그마의 상승
액체 물은 물 얼음보다 밀도가 높기 때문에, 극저온 마그마는 행성 표면으로 분출하기 위해 밀도 장벽을 극복해야 한다.[7] 행성 과학자들은 극저온 마그마가 표면으로 분출하는 방식을 설명하기 위해 다양한 가설을 제시했다.- 조성 부력: 태양계 외곽에서 흔히 발견되는 암모니아와 같은 불순물이 섞이면 극저온 마그마의 밀도를 낮출 수 있다.[60] 그러나 불순물만으로는 밀도 장벽을 완전히 극복하기 어려울 수 있다. 반대로, 규산염 입자와 염을 포함하는 불순물은 얼음 껍질의 밀도를 높일 수 있다. 부분적으로만 행성 분화된 천체는 규산염 입자가 풍부한 얼음 껍질을 가질 가능성이 높다.[7][58]
- 가스 구동 부력: 휘발성이 높은 불순물이 포함되면 가스 기포가 형성되어 극저온 마그마의 밀도를 낮출 수 있다. 휘발성 화합물은 압력이 높은 표면 깊숙한 곳에서는 극저온 마그마에 완전히 용해된다. 극저온 마그마가 상승하면 압력이 감소하고, 휘발성 물질이 발포되어 가스 기포를 형성하며 밀도를 낮춘다.[7]
- 내부 가압: 지하 해양이 냉각되고 얼면서 물이 팽창하는 특성 때문에 점진적으로 압력이 가해지면, 극저온 마그마가 표면으로 상승하도록 강요하기에 충분할 수 있다. 내부 해양 가압은 다른 휘발성 화합물을 추가할 필요가 없다.[16][7]
4. 3. 극저온 마그마의 분출
극저온 화산 활동이 일어나려면 극저온 마그마가 충분히 생성되고, 상승할 힘을 얻고, 표면으로의 통로가 형성되어야 한다.[7] 액체 상태의 극저온 마그마는 고체 얼음보다 밀도가 높아 표면으로 분출하기 어렵기 때문에, 과학자들은 여러 가설을 제시했다.얼음 지각의 균열은 극저온 마그마가 분출할 수 있는 통로를 제공한다. 이러한 균열은 천체가 모행성을 공전할 때 발생하는 조석력, 천체 표면이 회전축에 대해 이동하는 진정한 극 방랑, 충돌 사건 등에 의해 발생할 수 있다.[7]
고체 상태의 대류와 다이아피어 현상도 얼음 화산 분출 모델로 제시된다. 천체의 얼음 껍질 일부가 충분히 따뜻하고 연성을 가지면, 지구의 맨틀처럼 대류를 시작할 수 있다.[61] 따뜻한 얼음은 주변의 차가운 얼음보다 부력이 커져 표면으로 상승하고, 불순물이 많은 얼음을 만나면 용융을 유발하여 분출하거나 표면 다이아피어를 형성할 수 있다.[7]
5. 극저온 마그마의 조성
얼음 화산의 주성분은 물일 것으로 예상된다. 그러나 극마그마는 그 특성을 크게 변화시키는 다양한 불순물을 포함할 수 있다.[7] 특히 암모니아는 극마그마의 흔한 구성 요소일 수 있으며, 토성의 위성 엔셀라두스의 기둥에서 감지되었다. 부분적으로 얼어붙은 암모니아-물 공융 혼합물은 얼음 지각에 비해 양의 부력을 가질 수 있어 분출을 가능하게 한다.[4] 메탄올은 극마그마의 밀도를 더욱 낮추는 동시에 점성을 크게 증가시킬 수 있다.[7]
반대로, 황산마그네슘 및 황산나트륨과 같은 염은 점성의 비교적 작은 변화로 밀도를 상당히 증가시킨다. 염이 많거나 짠 극마그마 조성은 염이 지배적인 불순물이 더 흔할 가능성이 있는 목성의 얼음 위성에서 중요한 극화산 작용일 수 있다.[16][7] 불순물, 특히 염과 암모니아의 포함은 밀도와 점성에 영향을 미치는 것 외에도 극마그마의 융점을 크게 낮춤으로써 용융을 촉진할 수 있다.[4]
6. 얼음 화산의 관측 사례
얼음 화산은 태양계 내 여러 천체에서 관측되거나 그 존재가 추정되고 있다. 1989년 NASA의 무인 탐사선 보이저 2호가 해왕성의 위성 트리톤에서 처음으로 얼음 화산을 촬영했다.[64]
2005년에는 토성 탐사선 카시니가 엔켈라두스 남극 부근에서 간헐천처럼 분출하는 얼음 화산을 촬영했다. 목성의 위성 유로파, 가니메데, 토성의 위성 타이탄, 천왕성의 위성 미란다 등에서도 얼음 화산 활동 가능성이 제기되고 있다.
2007년 제미니 천문대에서 명왕성의 위성 카론 표면에서 물 얼음과 암모니아 하이드레이트 반점이 확인되었는데,[65] 이는 카론에 얼음 화산이나 얼음 간헐천이 존재할 가능성을 시사한다.[66]
트리톤에서 관찰된 얼음 화산 분출 에너지원은 조석력 때문으로 여겨지나, 얼음 천체 표면의 온실 효과로 얼음이 융해될 수 있다는 주장도 있다.
6. 1. 세레스
세레스는 태양계에서 극저온 화산 활동이 있는 것으로 알려진 가장 안쪽에 있는 천체이다. 2015년 3월 ''돈'' 궤도선이 도착하면서,[53] 왜행성은 여러 주요 충돌구 내부에 위치한 수많은 밝은 반점(faculae로 지정됨)을 가지고 있다는 것이 밝혀졌는데, 가장 두드러진 곳은 오카토르 충돌구의 중앙이었다.
이 밝은 반점은 주로 다양한 염으로 구성되어 있으며, 충격으로 유발된 지하 물질의 융기가 소금물을 세레스 표면으로 분출하여 형성된 것으로 추정된다. 특정 밝은 반점인 세레알리아 파쿨라에서 수화된 염화나트륨의 분포는 융기가 최근에 발생했거나 현재 진행 중임을 나타낸다. 세레스 내부에 소금물이 존재한다는 것은 염이 세레스의 지하 바다를 액체 상태로 유지하는 데 역할을 했으며, 잠재적으로 오늘날까지도 역할을 했을 수 있음을 시사한다.[3] ''돈''은 또한 두 개의 눈에 띄는 고립된 산인 아후나 몬스와 야모르 몬스(구 이솔로스 몬스)를 발견했는데, 이는 젊은 극저온 화산 돔일 가능성이 높다.[10][7] 극저온 화산 돔은 점성 이완으로 인해 멸종된 후 결국 가라앉아 평평해질 것으로 예상된다. 이것은 아후나 몬스가 지질학적으로 젊은 나이에도 불구하고 세레스에서 가장 두드러진 구조물로 보이는 이유를 설명할 수 있다.[10]
6. 2. 유로파
유로파는 목성으로부터 충분한 조석 가열을 받아 전 지구적인 액체 물 바다를 유지한다. 표면은 대략 6천만에서 9천만 년으로 매우 젊다.[5] 가장 눈에 띄는 특징은 "선(lineae)"이라고 불리는 선형 균열과 단층의 조밀한 그물망으로, 지구의 해령과 유사한 방식으로 유로파에서 활발한 표면 재생이 이루어지는 장소로 보인다.[14] 이 외에도 유로파는 얼음 지각의 한 덩어리가 다른 덩어리 아래로 미끄러져 들어가는 섭입 형태를 경험할 수 있다.[24]비록 표면 연령은 젊지만, 과거에 유로파 표면에서 명확하게 확인된 개별적인 한랭 화산은 거의 없다.[7] 그럼에도 불구하고, 2012년 12월 허블 우주 망원경(HST)으로 유로파를 관찰한 결과 200km 높이까지 과도한 수증기 기둥이 감지되었으며, 이는 약한, 아마도 한랭 화산 플룸의 존재를 시사한다. 이 플룸은 2014년 허블 우주 망원경에 의해 다시 관찰되었다. 하지만, 이는 원거리 관측이므로, 플룸이 분출로 명확하게 확인되지는 않았다.[15][55] 최근 유로파 표면 특징에 대한 분석에서 한랭 화산 기원을 제시하기도 했다. 2011년, 지각이 특히 파괴된 유로파의 카오스 지형은 연구팀에 의해 매우 얕은 한랭 마그마 호수의 위치로 해석되었다. 이러한 지하 호수가 녹고 다시 얼면서 유로파의 지각을 작은 블록으로 부수어 카오스 지형을 만든다.[25] 이후 2023년에는 유로파 남반구의 아르가드넬 레지오 서쪽 가장자리 근처에서 한랭 화산 원뿔의 영역이 잠정적으로 확인되었다.[26][54]
6. 3. 가니메데
가니메데의 표면은 유로파처럼 지각 변동이 심하지만 극저온 화산 활동의 흔적은 극히 적게 나타난다.[45] 2009년까지 가니메데 표면에서 보이저 및 갈릴레오가 촬영한 영상에서 30개 이상의 불규칙한 모양의 함몰 지형(파테라)이 확인되었다. 이러한 파테라는 여러 행성 과학 연구팀에 의해 칼데라와 유사한 극저온 화산 분출구로 추정되었다. 그러나 이러한 구조가 극저온 화산 기원이라는 결정적인 증거는 영상에서 여전히 찾기 어렵다.[12][6]6. 4. 엔셀라두스
토성의 위성 엔셀라두스는 현재까지 관측된 가장 극적인 얼음 화산의 예시를 보여준다. 타이거 스트라이프라고 비공식적으로 알려진 남극 지역의 네 개 주요 능선에서 기원하는 분출은 초당 250kg의 물질을 분출하며, 이는 토성의 E 고리를 형성한다.[21][22][20] 엔셀라두스의 얼음 화산 활동은 전 지구적인 지하 해양에 의해 유지된다.[23][1]엔셀라두스의 선두 및 후행 반구—엔셀라두스의 궤도 방향을 "향하거나" "거스르는" 반구—를 중심으로 한 다른 지역은 타이거 스트라이프와 유사한 지형을 보여주며, 이는 엔셀라두스가 과거에 얼음 화산 활동이 고조된 개별 기간을 경험했을 가능성을 시사한다.[23]
6. 5. 타이탄
토성의 위성 타이탄은 짙은 대기 중 헤이즈층을 가지고 있어 표면의 특징에 대한 가시적인 관측을 영구적으로 가려 극저온 화산 구조의 확실한 식별을 특히 어렵게 만든다. 타이탄은 광범위한 지하 해양을 가지고 있어,[27] 극저온 화산 활동의 증거를 찾는 노력을 장려한다. ''카시니'' 레이더 데이터를 통해, 몇몇 특징들이 극저온 화산의 후보로 제안되었으며, 가장 주목할 만한 것은 방패 또는 돔 구조물을 연상시키는 산인 둠 몬스와 칼데라와 유사한 타원형의 함몰지인 인접한 소트라 파테라이다.[28] 타이탄의 극지방에 있는 여러 개의 둥근 호수와 함몰지는 겹치는 함몰, 융기된 가장자리(또는 "성벽"), 그리고 함몰지 가장자리 내의 섬이나 산을 포함하여 폭발적인 기원의 구조적 증거를 보여준다.[29] 이러한 특징들은 행성 과학자 찰스 A. 우드와 자니 라데보가 2020년에 제시한 가설로 이어졌으며, 이는 마그마(이 경우 극저온 마그마)에 의해 급격히 가열되면서 끓는 지하 액체의 폭발로 형성되는 마르와 유사한 분출[29] 또는 붕괴 칼데라의 범람으로 형성된다는 것이다.[29]6. 6. 천왕성의 위성들
1986년 1월 24일, 천왕성과 그 위성계는 보이저 2호 우주선에 의해 처음으로 탐사되었다.[63] 천왕성의 5개의 주요 위성 중 미란다와 아리엘은 비교적 최근의 활동을 나타내는 특이하게 젊은 표면을 가지고 있는 것으로 보인다. 특히 미란다는 구 코로나라고 알려진 눈에 띄는 각진 특징을 가진 매우 다양한 지형을 가지고 있는데, 이는 오래된 지형을 가로지르고 있다. 인버네스 코로나는 미란다의 남극 근처에 위치하고 있으며 10억 년 미만으로 추정되며,[13] 미란다의 코로나와 엔셀라두스의 남극 지역 사이의 광범위한 유사점이 주목되었다. 이러한 특성으로 인해 여러 연구팀은 점성 [극저온 마그마/냉마그마]의 분출이 일부 [지각 변동/지각 운동]을 동반하여 구조를 형성하는 [극저온 화산 활동/냉화산 활동] 기원을 제안했다.[30] 아리엘 또한 광범위한 [재포장/재표면화]를 보여주며, 바닥이 약 0.8 ± 0.5억 년 된 큰 협곡('카스마타')으로 나뉜 큰 다각형 지각 블록이 있으며, 비교적 평평한 평원은 대규모 홍수 분출의 장소였을 수 있다.[30]천왕성의 다른 세 개의 둥근 위성에서 비교적 최근의 [극저온 화산 활동/냉화산 활동]에 대한 증거는 덜 명확하다. 타이타니아는 큰 협곡을 가지고 있지만 [극저온 화산 활동/냉화산 활동]의 명확한 증거는 보이지 않는다.[30] 오베론은 보이저 2호가 통과할 때 그 경계에서 관찰된 ~11km 높이의 거대한 산을 가지고 있다. 이 산의 정확한 기원은 불분명하지만 [극저온 화산 활동/냉화산 활동] 기원일 수 있다.[30]
6. 7. 트리톤
해왕성의 가장 큰 위성인 트리톤은 1989년 8월 25일 보이저 2호에 의해 탐사되면서 표면 특징이 자세히 드러났다.[63][33] 트리톤은 평균 표면 연령이 1,000만~1억 년으로 추정되며, 일부 지역은 수백만 년밖에 되지 않아 태양계에서 지질학적으로 가장 활동적인 천체 중 하나이다.[11]트리톤의 젊은 표면에서는 대규모의 극저온 화산 지형이 확인되었으며, 관찰된 표면 특징은 거의 모두 극저온 화산 활동과 관련이 있을 것으로 보인다.[2] 트리톤의 주요 극저온 화산 특징 중 하나인 레비아탄 파테라는 Cipango Planum 극저온 화산 고원의 주요 통풍구로 보이며, 태양계에서 가장 큰 화산 또는 극저온 화산 구조물 중 하나이다.[32][50]
트리톤에는 네 개의 벽으로 둘러싸인 평원이 있는데, 루아크 플라니티아와 투오넬라 플라니티아는 북쪽 쌍, 시파푸 플라니티아와 류구 플라니티아는 남쪽 쌍을 이룬다. 이들은 평평하고 젊은 평원을 둘러싸고 있으며, 단일 그룹의 구덩이와 언덕이 있는 요철이 있고 불규칙한 모양의 절벽으로 특징지어진다.[2] 이들은 젊은 극저온 화산 호수일 가능성이 높으며, 트리톤에서 가장 젊은 극저온 화산 특징을 나타낼 수 있다.[2][34]
트리톤의 남극 얼음 모자는 바람에 날려온 플룸에 의해 퇴적된 유기 톨린으로 구성된 것으로 보이는 수많은 어두운 줄무늬로 표시되어 있다. 적어도 두 개의 플룸(마힐라니 플룸과 힐리 플룸)이 관찰되었으며, 이들은 고도가 8km에 달한다.[34] 이 플룸은 폭발성 극저온 화산 분출 기둥을 나타낸다는 제안이 있으며, 이는 초당 200kg의 관찰된 출력률 추정치로 뒷받침된다.[36]
트리톤에서 관찰된 얼음 화산의 "분화" 에너지원은 일반적으로 인근 천체가 미치는 조석력에 기인하는 것으로 여겨진다.
6. 8. 명왕성과 카론
명왕성은 라이트 몬스와 피카드 몬스 등 극저온 화산으로 추정되는 지형을 가지고 있다. 이들은 중앙 함몰부를 가진 큰 산으로, 봉우리 칼데라를 가진 극저온 화산일 가능성이 제기되었다.[37] 2022년 연구에서는 이 구조가 연속적인 돔 형성 분출로 만들어졌을 수 있다는 대안이 제시되었다.[39]
벨튼 레지오 내의 큰 단층인 버질 포세도 극저온 화산 활동 지점일 수 있다. 버질 포세 서쪽 약 300km 지역은 분수형 분출이 있었던 곳일 가능성이 있으며, 주변 지형을 최대 200km까지 덮을 물질을 분출했을 것으로 보인다.[40]
카론의 표면은 달의 바다와 유사한 대규모 분출로 상당 부분 범람했을 수 있다. 불칸 평원은 카론의 내부 해양이 얼면서 분출하여 형성되었을 수 있다.[44]
6. 9. 기타 왜행성
2022년, 제임스 웹 우주 망원경(JWST)의 관측을 통해 퀘이오아르(Quaoar), 공공(Gonggong), 세드나(Sedna) 왜행성 표면에서 가벼운 탄화수소와 복잡한 유기 분자가 발견되었다.[8] 이러한 발견은 이들 행성이 과거에 내부 용융과 행성 분화를 겪었으며, 표면에 휘발성 물질이 존재한다는 것은 극저온 화산 활동이 메탄을 재공급하고 있을 수 있음을 시사한다. 제임스 웹 우주 망원경(JWST)의 에리스(Eris)와 마케마케(Makemake) 관측에서도 표면 메탄 보충이 활발하게 일어나고 있으며, 이는 지하 바다의 존재와 관련될 수 있다는 결과가 나왔다.[18]이러한 관측 결과는 뉴 허라이즌스 우주선의 명왕성계 발견과 함께, 얼음 천체가 극저온 화산 활동을 일으킬 만큼 충분한 열을 자체적으로 유지할 수 있음을 보여준다. 왜행성은 주로 자체 생성 열에 의존해야 하는데, 형성 시 남은 원시 열과 암석 핵 내 방사성 동위원소 붕괴로 인한 방사성 열이 주요 열원으로 작용할 가능성이 높다. 사문암화 작용이나 위성과의 상호 작용으로 인한 조석 가열도 영향을 줄 수 있다.[9][8][62]
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