WikiSort.ru - Не сортированное

ПОИСК ПО САЙТУ | о проекте
Клеопатра
лат. Cleopatra

Радарный снимок, сделанный аппаратом «Магеллан». Справа вверху виден выходящий из кратера канал (долина Анукет). Потоки лавы, когда-то стекавшей по нему, выходят за края изображения
Характеристики
Высота6800 м
Диаметр105[1] км
ТипУдарный 
Наибольшая глубина2500[2] м
Название
ЭпонимКлеопатра
Расположение
65°48′ с. ш. 7°06′ в. д. / 65,8° с. ш. 7,1° в. д. / 65.8; 7.1
Небесное телоВенера 
 Аудио, фото и видео на Викискладе
Кратер Клеопатра на карте Венеры
Светлая область — горы Максвелла; Клеопатра видна справа вверху. Чёрные полоски — незаснятые места. Радарный снимок «Магеллана»
Стереоизображение для перекрёстного взгляда. Размер кадра — 140×180 км
Северо-восточная часть кратера. Видно начало долины Анукет. Стереоизображение для перекрёстного взгляда. Размер кадра — 85×125 км

Клеопа́тра (лат. Cleopatra) — один из самых больших ударных кратеров Венеры[3][4]. Расположен в горах Максвелла на высоте 6,8 км[1], что делает его высочайшим крупным кратером планеты[5] (выше расположен только маленький кратер Hamuda)[6]. Имеет сложное строение: внутри впадины диаметром около 100 км находится вдвое меньшее углубление, из которого за пределы кратера выходит извилистый канал шириной несколько километров. По этому каналу из Клеопатры когда-то вытекло около 3000 км3 лавы, потоки которой протянулись на сотни километров и залили множество долин общей площадью больше самого кратера[7][8][5][9]. Видимо, это и стало причиной его удивительно большой глубины — более чем вдвое превышающей обычную для кратеров такого диаметра[10][2][7].

Исследование и наименование

Этот кратер был открыт на радарных снимках, сделанных в обсерватории Аресибо[11] (по другим данным — благодаря альтиметрическим измерениям аппарата «Пионер-Венера-1», впервые осуществившего радиолокацию Венеры с орбиты[2]). Более детальные данные получили аппараты «Венера-15» и «Венера-16» в 1983—1984 годах[12]. «Магеллан», исследовавший Венеру в 1990—1994 годах, получил изображения этой местности с разрешением 120 м[13] — самые лучшие по состоянию на 2013 год.

Кратер назван в честь египетской царицы Клеопатры. Сначала он получил имя «патера Клеопатры» (лат. Cleopatra Patera)[14][15][12], но потом переименован в кратер Клеопатра (Cleopatra). Это название было утверждено Международным астрономическим союзом в 1992 году[16].

Описание

Клеопатра расположена на восточном склоне гор Максвелла, и высота её края к востоку уменьшается[17][18]. Параллельные хребты, составляющие горную систему, в окрестностях кратера прослеживаются слабо: вероятно, при его образовании они были засыпаны выбросами[17][12]. Толщина слоя этих осадков, видимо, достигает сотен метров[8] и, таким образом, сравнима с глубиной долин, разделяющих хребты[19]. Выбросы окружают кратер неправильным кольцом[13]: на севере и юге они прослеживаются примерно до 210 км от центра, а на западе и востоке — до 130 км[8]. По сравнению с другими венерианскими кратерами их у Клеопатры немного[20]. Характерного тёмного гало из осадков у неё нет вообще[1].

Диаметр внешней впадины — около 100 км (по разным оценкам, 95[12], 105[13] или 108[7]), а внутренней — 45–55 км[8][12]. Они разделены неровным валом[2][8]. Глубина внешней впадины — 1,5 км, а внутренней — ещё на километр больше[12]. Таким образом, максимальная глубина кратера — около 2,5 км[2][21] (по разным оценкам, 2,4[10] — 2,6 км[7]) или 2,5 % от диаметра. Это удивительно много — на 1,5 км больше, чем у обычных венерианских ударных кратеров такого диаметра[10].

На радарных снимках кратер выделяется тёмным цветом, причём внутренняя впадина темнее внешней. Видимо, это объясняется тем, что её дно очень гладкое (если луч радара направлен не перпендикулярно поверхности, гладкая поверхность отражает в сторону приёмника относительно мало энергии)[2][20]. Намного меньше здесь и крупномасштабных неровностей[22]. Внешняя тёмная область заполняет внешнюю впадину не полностью: на северо-западе Клеопатры (где высота её дна максимальна[18][22]) она не достигает края кратера[22], и её граница здесь проходит всего в 15 км от границы внутренней. В южной части кратера это расстояние достигает 35 км[8].

Из внутренней впадины выходит извилистый канал шириной несколько километров, который тянется на северо-восток — в сторону тессеры Фортуны. Он получил название «долина Анукет» (лат. Anuket Vallis) в честь древнеегипетской богини Нила[23]. Пройдя около 100 километров, он переходит в застывшие лавовые потоки, которые ветвятся и расходятся в разные стороны. Они заполняют множество долин на востоке гор Максвелла и на западе тессеры Фортуны, а кое-где покрывают и гребни хребтов[8]. Общая площадь этих потоков — 10–20 тысяч км2 [7][15] (в 1,5–2 раза больше площади кратера). Их максимальная протяжённость (с северо-запада на юго-восток) — 400 км, а максимальное расстояние от центра кратера — 300 км[24][8].

Происхождение

Форма Клеопатры очень своеобразна, и её происхождение стало ясным не сразу: оно вызывало споры среди планетологов более 12 лет[2]. Некоторые интерпретировали её как ударный кратер, а некоторые — как вулканический, причём и для того, и для другого она выглядит странно[10]. В частности, для ударного кратера странным выглядит несовпадение центров внутренней и внешней части, очень большая глубина и обширные лавовые потоки[2][15].

Вопрос прояснился только с получением «Магелланом» в 1991 году детальных радарных снимков[2]. Клеопатра всё же оказалась ударным кратером. На это указывает характерное кольцо выбросов и наличие двойного вала[13][19][7][21]. Появился этот кратер, судя по его хорошей сохранности, уже после формирования гор Максвелла[13][19][9] (хотя не исключено, что на их противоположном склоне какие-то изменения происходили и позже). Кратеры такого размера возникают на Венере со средней частотой менее 1 за 100 млн лет[8].

Лава, вытекшая когда-то из Клеопатры, покрывает очень большую площадь. По некоторым оценкам, её слишком много, чтобы её появление можно было объяснить только энергией астероидного удара. Возможно, он вызвал в кратере вулканическую активность[2][13] (и в таком случае это лучший известный пример вызванного ударом вулканизма[25]). По другим оценкам, для плавления такого объёма пород было достаточно и самого удара (на Венере при падении астероида образуется на четверть больше расплава, чем на Земле, и втрое больше, чем на Луне)[7]. По некоторым расчётам, температура в недрах Венеры растёт с глубиной не настолько быстро, чтобы такой удар мог запустить вулканические процессы[25][26].

В любом случае необыкновенная глубина Клеопатры, вероятно, объясняется именно вытеканием из неё большого количества вещества[2][7], чему поспособствовал большой уклон местности[25]. Её объём превышает ожидаемый примерно на 3000 км3 — как раз столько расплава, по некоторым оценкам, должно было появиться при образовании кратера её диаметра[7]. Немного этого расплава осталось в кратере, сделав его дно довольно гладким, но бо́льшая часть вытекла наружу. Проникнув через пролом в валу, он потёк по склонам гор Максвелла, образовал долину Анукет и залил окрестные низменности. Исходя из упомянутого объёма расплава и наблюдаемой площади выходящих из кратера потоков, их среднюю глубину оценивают в 250 м[7].

Способность астероидного удара вызвать плавление большого объёма пород может означать, что эти породы близки к температуре плавления и, следовательно, непрочны. Это ставит вопрос, почему сложенные ими высокие горы ещё не разрушились. Возможно, дело в том, что сформировавшие их силы действуют до сих пор, и кора планеты там продолжает сминаться в складки[8].

Примечания

  1. 1 2 3 Cleopatra (англ.). Venus Crater Database. Lunar and Planetary Institute (2013). Проверено 20 октября 2013.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Basilevsky A. T., Schaber G. G. (1991). “Cleopatra Crater on Venus: Happy Solution of the Volcanic vs. Impact Crater Controversy” (PDF). Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference. 22 (1): 59—60. Bibcode:1991LPI....22...59B.
  3. ↑ Venus Craters by Descending Diameter (англ.). Venus Crater Database. Lunar and Planetary Institute (2013). Проверено 20 октября 2013.
  4. ↑ Venus: Crater, craters (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Проверено 20 октября 2013.
  5. 1 2 Keep M., Hansen V. L. (1994). “Structural history of Maxwell Montes, Venus: Implications for Venusian mountain belt formation” (PDF). Journal of Geophysical Research. 99 (E12): 26015—26028. Bibcode:1994JGR....9926015K. DOI:10.1029/94JE02636. Архивировано из оригинала (PDF) 2013-11-11. Проверено 2013-11-11. Используется устаревший параметр |deadlink= (справка)
  6. ↑ Hamuda (англ.). Venus Crater Database. Lunar and Planetary Institute (2013). Проверено 20 октября 2013.
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Grieve R. A. F., Cintala M. J. (1995). “Impact Melting on Venus: Some Considerations for the Nature of the Cratering Record”. Icarus. 114 (1): 68—79. Bibcode:1995Icar..114...68G. DOI:10.1006/icar.1995.1044.
  8. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Kaula W. M., Bindschadler D. L., Grimm R. E., Smrekar S. E., Roberts K. M. (1992). “Styles of deformation in Ishtar Terra and their implications” (PDF). Journal of Geophysical Research. 97 (E10): 16085—16120. Bibcode:1992JGR....9716085K. DOI:10.1029/92JE01643. Архивировано из оригинала (PDF) 2013-11-11. Проверено 2013-11-11. Используется устаревший параметр |deadlink= (справка)
  9. 1 2 NASA/JPL. PIA00149: Venus — Maxwell Montes and Cleopatra Crater (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (5 February 1996). Проверено 20 октября 2013.
  10. 1 2 3 4 Basilevsky A. T., Ivanov B. A. (1990). “Cleopatra Crater on Venus: Venera 15/16 data and impact/volcanic origin controversy”. Geophysical Research Letters. 17 (2): 175—178. Bibcode:1990GeoRL..17..175B. DOI:10.1029/GL017i002p00175.
  11. ↑ Peterfreund A. R., Head J. W., Grieve R. A. F., Campbell D. B. (1984). “Cleopatra Patera, a Circular Structure in Maxwell Montes, Venus; Volcanic or Impact?” (PDF). Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference: 641—642. Bibcode:1984LPI....15..641P.
  12. 1 2 3 4 5 6 Alexandrov Y. N., Crymov A. A., Kotelnikov V. A., Petrov G. M., Rzhiga O. N., Sidorenko A. I., Sinilo V. P., Zakharov A. I., Akim E. L., Basilevski A. T., Kadnichanski S. A., Tjuflin Y. S. (1986). “Venus: Detailed Mapping of Maxwell Montes Region”. Science. 231 (4743): 1271—1273. Bibcode:1986Sci...231.1271A. DOI:10.1126/science.231.4743.1271. PMID 17839563.
  13. 1 2 3 4 5 6 Ansan V., Vergely P. (1995). “Evidence of vertical and horizontal motions on Venus: Maxwell Montes” (PDF). Earth, Moon, and Planets. 69 (3): 285—310. Bibcode:1995EM&P...69..285A. DOI:10.1007/BF00643789.
  14. ↑ Cleopatra Patera (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 March 2007). Проверено 20 октября 2013.
  15. 1 2 3 Schaber G. G., Kozak R. C., Masursky H. (1987). “Cleopatra Patera on Venus: Venera 15/16 evidence for a volcanic origin”. Geophysical Research Letters. 14 (1): 41—44. Bibcode:1987GeoRL..14...41S. DOI:10.1029/GL014i001p00041.
  16. ↑ Cleopatra (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 October 2006). Проверено 20 октября 2013.
  17. 1 2 Ржига О. Н. Строение Земли Иштар // Новая эпоха в исследовании Венеры (Радиолокационная съемка с помощью космических аппаратов «Венера-15» и «Венера-16»). — М.: Знание, 1988. — (Новое в жизни, науке, технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 3).
  18. 1 2 Карта высот гор Максвелла по данным «Магеллана»
  19. 1 2 3 Ansan V., Vergely P., Masson Ph. (1996). “Model of formation of Ishtar Terra, Venus” (PDF). Planetary and Space Science. 44 (8): 817—831. Bibcode:1996P&SS...44..817A. DOI:10.1016/0032-0633(96)00012-8.
  20. 1 2 Weitz C. M. Impact Craters // Guide to Magellan Image Interpretation. — NASA and Jet Propulsion Lab, California Institute of Technology, 1993. — P. 75–92. — 148 p. — (JPL Publication 93-24).
  21. 1 2 Squyres S. W. Maxwell Montes (англ.). Encyclopaedia Britannica. Проверено 20 октября 2013.
  22. 1 2 3 Стереоизображение кратера
  23. ↑ Anuket Vallis (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 October 2006). Проверено 20 октября 2013.
  24. ↑ Map-a-Planet Explorer: Venus Left-Look RADAR Map (англ.). USGS. — интерактивная карта поверхности Венеры по данным «Магеллана». Проверено 20 октября 2013.
  25. 1 2 3 Melosh H. J. (2001). “Can impacts induce volcanic eruptions?” (PDF). International Conference on Catastrophic Events and Mass Extinctions: Impacts and Beyond, 9-12 July 2000, Vienna, Austria, abstract no.3144: 141—142. Bibcode:2001caev.conf.3144M.
  26. ↑ Brown C. D., Grimm R. E. (1996). “The Thermal Evolution of Venus as Recorded by Surface Tectonics” (PDF). Lunar and Planetary Science. 27: 169—170. Bibcode:1996LPI....27..169B.

Литература

Ссылки

Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".

Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.

Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.ru внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2024
WikiSort.ru - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии