Cleopatra (crater)

Cleopatra
lat.  Cleopatra

Imagine radar făcută de nava spațială Magellan . În dreapta sus, se vede un canal care iese din crater (valea Anuket). Fluxurile de lavă care odată curgeau peste el se extind dincolo de marginile imaginii.
Caracteristici
Înălţime6800 m
Diametru105 [1]  km
Tip deŞoc 
Cea mai mare adâncime2500 [2]  m
Nume
EponimCleopatra
Locație
65°48′ N. SH. 7°06′ E  / 65,8 ° N SH. 7,1° in. d. / 65,8; 7.1
Corp cerescVenus 
 Fișiere media la Wikimedia Commons

Cleopatra ( lat.  Cleopatra ) este unul dintre cele mai mari cratere de impact de pe Venus [3] [4] . Situat în Munții Maxwell la o altitudine de 6,8 km [1] , ceea ce îl face cel mai înalt crater mare de pe planetă [5] (doar micul crater Hamuda este situat deasupra ) [6] . Are o structură complexă: în interiorul unei cavități cu un diametru de aproximativ 100 km există o depresiune pe jumătate mai mare, din care un canal întortocheat de câțiva kilometri lățime se extinde dincolo de crater. Aproximativ 3000 km 3 de lavă s-au scurs cândva din Cleopatra prin acest canal , ale cărui fluxuri s-au întins pe sute de kilometri și au umplut multe văi cu o suprafață totală mai mare decât craterul însuși [7] [8] [5] [9] . Aparent, acesta a fost motivul pentru adâncimea sa surprinzător de mare - de peste două ori mai mare decât cea obișnuită pentru craterele cu acest diametru [10] [2] [7] .

Cercetare și denumire

Acest crater a fost descoperit pe imaginile radar realizate la observatorul Arecibo [11] (conform altor surse, datorită măsurătorilor altimetriei efectuate de aparatul Pioneer-Venus-1 , care a fost primul care a efectuat radarul lui Venus de pe orbită [2] ). Date mai detaliate au fost primite de navele spațiale Venera-15 și Venera-16 în 1983-1984 [12] . Magellan , care a explorat Venus în 1990-1994, a obținut imagini ale acestei zone cu o rezoluție de 120 m [13]  - cea mai bună din 2013.

Craterul poartă numele reginei egiptene Cleopatra . La început a primit denumirea de „Cleopatra Patera” ( lat.  Cleopatra Patera ) [14] [15] [12] , dar apoi a fost redenumită Cleopatra Crater ( Cleopatra ). Acest nume a fost aprobat de Uniunea Astronomică Internațională în 1992 [16] .

Descriere

Cleopatra este situată pe versantul estic al Munților Maxwell , iar înălțimea marginii sale scade spre est [17] [18] . Crestele paralele care alcătuiesc sistemul montan sunt slab urmărite în vecinătatea craterului: au fost probabil acoperite cu ejecta în timpul formării acestuia [17] [12] . Grosimea stratului acestor sedimente, aparent, ajunge la sute de metri [8] și, astfel, este comparabilă cu adâncimea văilor care despart crestele [19] . Ejecțiile înconjoară craterul într-un inel neregulat [13] : în nord și sud pot fi urmărite până la aproximativ 210 km de centru, iar în vest și est - până la 130 km [8] . În comparație cu alte cratere venusiane, Cleopatra are puține dintre ele [20] . Nu are deloc un halou întunecat caracteristic din sedimente [1] .

Diametrul bazinului exterior este de aproximativ 100 km (după diverse estimări, 95 [12] , 105 [13] , sau 108 [7] ), iar cel interior este de 45–55 km [8] [12] . Ele sunt despărțite de un metereze denivelat [2] [8] . Adâncimea depresiunii exterioare este de 1,5 km, iar cea interioară mai mult cu un kilometru [12] . Astfel, adâncimea maximă a craterului este de aproximativ 2,5 km [2] [21] (după diverse estimări, 2,4 [10]  –2,6 km [7] ), sau 2,5% din diametru. Acesta este surprinzător de mare - cu 1,5 km mai mult decât craterele de impact Venusiene obișnuite de acest diametru [10] .

Pe imaginile radar , craterul este evidențiat într-o culoare închisă, iar cavitatea interioară este mai întunecată decât cea exterioară. Aparent, acest lucru se datorează faptului că fundul său este foarte neted (dacă fasciculul radar nu este îndreptat perpendicular pe suprafață, suprafața netedă reflectă relativ puțină energie către receptor) [2] [20] . Există, de asemenea, mult mai puține nereguli la scară largă [22] . Zona întunecată exterioară nu umple complet cavitatea exterioară: în nord-vestul Cleopatrei (unde înălțimea fundului său este maximă [18] [22] ) nu ajunge la marginea craterului [22] , iar limita sa aici merge la numai 15 km de limita interioară. În partea de sud a craterului, această distanță ajunge la 35 km [8] .

Din cavitatea interioară iese un canal sinuos de câțiva kilometri lățime, care se întinde spre nord-est - spre tessera Fortuna . A fost numită „Valea Anuket ” ( lat.  Anuket Vallis ) în onoarea zeiței egiptene antice a Nilului [23] . După ce a parcurs aproximativ 100 de kilometri, trece în fluxuri de lavă înghețate, care se ramifică și diverg în direcții diferite. Ele umplu multe văi în estul Munților Maxwell și în vestul Tesserei Fortunei, iar în unele locuri acoperă crestele crestelor [8] . Suprafața totală a acestor fluxuri este de 10–20 mii km2 [ 7] [15] ( de 1,5–2 ori suprafața craterului). Lungimea lor maximă (de la nord-vest la sud-est) este de 400 km, iar distanța maximă de la centrul craterului este de 300 km [24] [8] .

Origine

Forma Cleopatrei este foarte ciudată, iar originea ei nu a fost imediat clară: a provocat controverse în rândul planetologilor timp de mai bine de 12 ani [2] . Unii l-au interpretat ca pe un crater de impact , iar alții - ca pe unul vulcanic , iar pentru amândoi pare ciudat [10] . În special, pentru un crater de impact, discrepanța dintre centrele părților interioare și exterioare, adâncimea foarte mare și fluxurile de lavă extinse [2] [15] arată ciudat .

Problema a fost clarificată doar odată cu primirea de către Magellan în 1991 a imaginilor radar detaliate [2] . Cleopatra s-a dovedit a fi încă un crater de impact. Acest lucru este indicat de inelul caracteristic al emisiilor și de prezența unui arbore dublu [13] [19] [7] [21] . Acest crater a apărut, judecând după buna conservare, deja după formarea Munților Maxwell [13] [19] [9] (deși este posibil ca unele modificări să se fi produs ulterior pe versantul opus). Cratere de această dimensiune apar pe Venus cu o frecvență medie mai mică de 1 la 100 de milioane de ani [8] .

Lava care curgea cândva din Cleopatra acoperă o suprafață foarte mare. Potrivit unor estimări, este prea mult pentru a fi explicat doar prin energia impactului unui asteroid . Este posibil să fi provocat activitate vulcanică în crater [2] [13] (caz în care este cel mai cunoscut exemplu de vulcanism indus de impact [25] ). Conform altor estimări, impactul în sine a fost suficient pentru a topi un asemenea volum de roci (pe Venus, când cade un asteroid, se formează cu un sfert mai multă topire decât pe Pământ și de trei ori mai mult decât pe Lună) [7] . Potrivit unor calcule, temperatura din interiorul lui Venus nu crește cu adâncimea atât de repede încât un astfel de impact ar putea declanșa procese vulcanice [25] [26] .

În orice caz, adâncimea neobișnuită a Cleopatrei se datorează probabil ieșirii unei cantități mari de materie din aceasta [2] [7] , care a fost facilitată de panta mare a terenului [25] . Volumul său îl depășește pe cel așteptat cu aproximativ 3.000 km 3  - la fel de multă topire, conform unor estimări, ar fi trebuit să apară în timpul formării unui crater cu diametrul său [7] . O parte din această topire a rămas în crater, făcându-i fundul destul de neted, dar cea mai mare parte s-a scurs. Pătrunzând printr-un gol din puț, curgea de-a lungul versanților Munților Maxwell, forma Valea Anuket și inunda zonele joase din jur. Pe baza volumului menționat al topiturii și a zonei observate a fluxurilor care ies din crater, adâncimea medie a acestora este estimată la 250 m [7] .

Capacitatea impactului unui asteroid de a provoca topirea unui volum mare de roci poate însemna că aceste roci sunt aproape de temperatura de topire și, prin urmare, sunt fragile. Acest lucru ridică întrebarea de ce munții înalți pe care i-au construit nu s-au prăbușit încă. Poate că adevărul este că forțele care le-au format sunt încă active, iar crusta planetei de acolo continuă să se încrețească în pliuri [8] .

Note

  1. ↑ 1 2 3 Cleopatra  . _ Baza de date despre craterul Venus . Institutul Lunar și Planetar (2013). Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 11 noiembrie 2013.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Basilevsky AT, Schaber GG Cleopatra Crater on Venus: Happy Solution of the Vulcanic vs. Impact Crater Controversy  (engleză)  // Rezumate ale Conferinței Lunar and Planetary Science : jurnal. - 1991. - Vol. 22 , nr. 1 . - P. 59-60 . - Cod biblic .
  3. ↑ Cratere Venus după diametrul descendent  . Baza de date despre craterul Venus . Institutul Lunar și Planetar (2013). Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 11 noiembrie 2013.
  4. ↑ Venus : Crater, cratere  . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN). Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 11 noiembrie 2013.
  5. ↑ 1 2 Keep M., Hansen VL Structural history of Maxwell Montes, Venus: Implications for Venusian mountain belt formation  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1994. - Vol. 99 , nr. E12 . - Str. 26015-26028 . - doi : 10.1029/94JE02636 . — Cod biblic . Arhivat din original pe 11 noiembrie 2013. Copie arhivată (link indisponibil) . Consultat la 11 noiembrie 2013. Arhivat din original pe 11 noiembrie 2013. 
  6. ↑ Hamuda  . _ Baza de date despre craterul Venus . Institutul Lunar și Planetar (2013). Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 11 noiembrie 2013.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Grieve RAF, Cintala MJ Impact Melting on Venus: Some Considerations for the Nature of the Cratering Record  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1995. - Vol. 114 , nr. 1 . - P. 68-79 . - doi : 10.1006/icar.1995.1044 . — Cod biblic .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Kaula WM, Bindschadler DL, Grimm RE, Smrekar SE, Roberts KM Stiluri de deformare în Ishtar Terra și implicațiile lor  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1992. - Vol. 97 , nr. E10 . - P. 16085-16120 . - doi : 10.1029/92JE01643 . - Cod biblic . Arhivat din original pe 11 noiembrie 2013. Copie arhivată (link indisponibil) . Consultat la 11 noiembrie 2013. Arhivat din original pe 11 noiembrie 2013. 
  9. ↑ 1 2 NASA/JPL. PIA00149: Venus - Maxwell Montes și  Craterul Cleopatra . photojournal.jpl.nasa.gov (5 februarie 1996). Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 15 mai 2019.
  10. ↑ 1 2 3 4 Basilevsky AT, Ivanov BA Cleopatra Crater on Venus: Venera 15/16 data and impact/vulcanic origine controverse   // Geophysical Research Letters. - 1990. - Vol. 17 , nr. 2 . - P. 175-178 . - doi : 10.1029/GL017i002p00175 . - Cod .
  11. ↑ Peterfreund AR, Head JW, Grieve RAF, Campbell DB Cleopatra Patera, a Circular Structure in Maxwell Montes, Venus; Vulcanic sau de impact?  // Rezumate ale Conferinței Lunar and Planetary Science. - 1984. - S. 641-642 . - Cod biblic .
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 Alexandrov YN, Crymov AA, Kotelnikov VA, Petrov GM, Rzhiga ON, Sidorenko AI, Sinilo VP, Zakharov AI, Akim EL, Basilevski AT, Kadnichanski SA, Tjuflin YS Venus: Detailed Region Mapping of Maxwell Montes  (engleză)  // Știință. - 1986. - Vol. 231 , nr. 4743 . - P. 1271-1273 . - doi : 10.1126/science.231.4743.1271 . - Cod biblic . — PMID 17839563 .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 Ansan V., Vergely P. Dovezi ale mișcărilor verticale și orizontale pe Venus  : Maxwell Montes  // Pământ, Lună și Planete : jurnal. - Springer , 1995. - Vol. 69 , nr. 3 . - P. 285-310 . - doi : 10.1007/BF00643789 . - Cod biblic .
  14. ↑ Cleopatra Patera  . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN) (1 martie 2007). Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 15 decembrie 2016.
  15. ↑ 1 2 3 Schaber GG, Kozak RC, Masursky H. Cleopatra Patera pe Venus  : Venera 15/16 dovezi pentru o origine vulcanică  // Geophysical Research Letters. - 1987. - Vol. 14 , nr. 1 . - P. 41-44 . - doi : 10.1029/GL014i001p00041 . — Cod biblic .
  16. ↑ Cleopatra  . _ Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN) (1 octombrie 2006). Data accesului: 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 29 iulie 2017.
  17. ↑ 1 2 Rzhiga O. N. Structura Pământului Ishtar // O nouă eră în studiul lui Venus (Imagistica radar folosind navele spațiale Venera-15 și Venera-16) . - M . : Knowledge, 1988. - (Nou în viață, știință, tehnologie. Seria „Cosmonautică, astronomie”; Nr. 3).
  18. ↑ 1 2 Harta înălțimii munților Maxwell conform lui Magellan
  19. ↑ 1 2 3 Ansan V., Vergely P., Masson Ph. Model de formare a lui Ishtar Terra, Venus  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 1996. - Vol. 44 , nr. 8 . - P. 817-831 . - doi : 10.1016/0032-0633(96)00012-8 . - Cod biblic .
  20. ↑ 1 2 Weitz CM Impact Craters // Ghid pentru interpretarea imaginilor Magellan. — NASA și Jet Propulsion Lab, Institutul de Tehnologie din California, 1993. — P. 75–92. — 148p. — (Publicația JPL 93-24).
  21. ↑ 1 2 Squyres SW Maxwell Montes  . Enciclopedia Britannica . Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 11 noiembrie 2013.
  22. ↑ 1 2 3 Imagine stereo a craterului
  23. ↑ Anuket Vallis  . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN) (1 octombrie 2006). Data accesului: 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 16 decembrie 2016.
  24. ↑ Map-a-Planet Explorer: Venus Left-Look RADAR Map  (engleză)  (link nu este disponibil) . USGS. - o hartă interactivă a suprafeței lui Venus conform lui Magellan. Consultat la 20 octombrie 2013. Arhivat din original la 11 noiembrie 2013.
  25. ↑ 1 2 3 Melosh HJ Pot impacturile să inducă erupții vulcanice?  // International Conference on Catastrophic Events and Mass Extinctions: Impacts and Beyond, 9-12 iulie 2000, Viena, Austria, rezumat nr.3144. - 2001. - S. 141-142 . - Cod .
  26. ↑ Brown CD, Grimm RE Thermal Evolution of Venus as Recorded by Surface Tectonics  //  Lunar and Planetary Science: journal. - 1996. - Vol. 27 . - P. 169-170 . - Cod biblic .

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii