Kleopatra (kráter)

Kleopatra
lat.  Kleopatra

Radarový snímek pořízený kosmickou lodí Magellan . Vpravo nahoře je vidět kanál vycházející z kráteru (údolí Anuket). Lávové proudy, které po něm kdysi stékaly, přesahují okraje obrazu.
Charakteristika
Výška6800 m
Průměr105 [1]  km
TypŠokovat 
Největší hloubka2500 [2]  m
název
EponymKleopatra
Umístění
65°48′ severní šířky. sh. 7°06′ východní délky  / 65,8 ° N sh. 7,1° palce d. / 65,8; 7.1
Nebeské těloVenuše 
 Mediální soubory na Wikimedia Commons

Kleopatra ( lat.  Kleopatra ) je jedním z největších impaktních kráterů na Venuši [3] [4] . Nachází se v pohoří Maxwell v nadmořské výšce 6,8 km [1] , což z něj dělá nejvyšší velký kráter na planetě [5] (výše se nachází pouze malý kráter Hamuda ) [6] . Má složitou strukturu: uvnitř dutiny o průměru asi 100 km je poloviční prohlubeň, ze které se za kráterem rozprostírá několik kilometrů široký vinutý kanál. Tímto korytem vytékalo kdysi z Kleopatry asi 3000 km 3 lávy , jejíž proudy se táhly v délce stovek kilometrů a zaplnily mnoho údolí o celkové ploše větší než samotný kráter [7] [8] [5] [9] . Zřejmě to byl důvod jeho překvapivě velké hloubky - více než dvojnásobku obvyklé u kráterů tohoto průměru [10] [2] [7] .

Výzkum a pojmenování

Tento kráter byl objeven na radarových snímcích pořízených na observatoři Arecibo [11] (podle jiných zdrojů díky měření výškopisu přístrojem Pioneer-Venus-1 , který jako první provedl radar Venuše z oběžné dráhy [2] ). Podrobnější údaje získaly sondy Venera-15 a Venera-16 v letech 1983-1984 [12] . Magellan , který zkoumal Venuši v letech 1990-1994, získal snímky této oblasti s rozlišením 120 m [13]  – nejlepší od roku 2013.

Kráter je pojmenován po egyptské královně Kleopatře . Nejprve dostal název "Cleopatra Patera" ( lat.  Cleopatra Patera ) [14] [15] [12] , ale poté byl přejmenován na Cleopatra Crater ( Cleopatra ). Tento název byl schválen Mezinárodní astronomickou unií v roce 1992 [16] .

Popis

Kleopatra se nachází na východním svahu Maxwell Mountains a výška jeho okraje se směrem k východu snižuje [17] [18] . Paralelní hřbety, které tvoří horský systém, jsou v okolí kráteru špatně vysledovatelné: pravděpodobně byly při jeho formování pokryty výrony [17] [12] . Mocnost vrstvy těchto sedimentů zjevně dosahuje stovek metrů [8] a je tedy srovnatelná s hloubkou údolí oddělujících hřebeny [19] . Výrony obklopují kráter v nepravidelném prstenci [13] : na severu a jihu je lze vysledovat až do vzdálenosti asi 210 km od středu a na západě a východě - až 130 km [8] . Kleopatra jich má oproti jiným venušským kráterům málo [20] . Vůbec nemá charakteristické tmavé halo ze sedimentů [1] .

Průměr vnější pánve je asi 100 km (podle různých odhadů 95 [12] , 105 [13] nebo 108 [7] ) a vnitřní 45–55 km [8] [12] . Odděluje je nerovný val [2] [8] . Hloubka vnější prohlubně je 1,5 km a vnitřní je o další kilometr více [12] . Maximální hloubka kráteru je tedy asi 2,5 km [2] [21] (podle různých odhadů 2,4 [10]  –2,6 km [7] ), tedy 2,5 % průměru. To je překvapivě velké - o 1,5 km více než běžné venušské impaktní krátery tohoto průměru [10] .

Na radarových snímcích je kráter zvýrazněn tmavou barvou a vnitřní dutina je tmavší než vnější. Zřejmě je to dáno tím, že jeho dno je velmi hladké (pokud radarový paprsek nesměřuje kolmo k povrchu, hladký povrch odráží relativně málo energie směrem k přijímači) [2] [20] . Je také mnohem méně rozsáhlých nesrovnalostí [22] . Vnější tmavá oblast zcela nevyplňuje vnější dutinu: na severozápadě Kleopatry (kde je výška jejího dna maximální [18] [22] ) nedosahuje okraje kráteru [22] , a jeho hranice zde vede jen 15 km od vnitřní hranice. V jižní části kráteru tato vzdálenost dosahuje 35 km [8] .

Z vnitřní dutiny vychází několik kilometrů široký klikatý kanál, který se táhne na severovýchod - směrem k tessera Fortuna . Bylo pojmenováno „Údolí Anuket “ ( lat.  Anuket Vallis ) na počest staroegyptské bohyně Nilu [23] . Po ujetí asi 100 kilometrů přechází do zmrzlých lávových proudů, které se větví a rozcházejí v různých směrech. Vyplňují mnohá údolí na východě pohoří Maxwell a na západě pohoří Tessera of Fortuna a na některých místech pokrývají hřebeny hřebenů [8] . Celková plocha těchto toků je 10–20 tisíc km2 [ 7] [15] ( 1,5–2 násobek plochy kráteru). Jejich maximální délka (od severozápadu k jihovýchodu) je 400 km a maximální vzdálenost od středu kráteru je 300 km [24] [8] .

Původ

Podoba Kleopatry je velmi zvláštní a její původ nebyl hned jasný: více než 12 let vyvolávala spory mezi planetology [2] . Někteří to interpretovali jako impaktní kráter a někteří - jako sopečný , a pro oba to vypadá divně [10] . Zejména u impaktního kráteru vypadá rozpor mezi středy vnitřní a vnější části, velmi velká hloubka a rozsáhlé lávové proudy [2] [15] zvláštně .

Problém byl objasněn až po obdržení podrobných radarových snímků Magellan v roce 1991 [2] . Kleopatra se přesto ukázala jako impaktní kráter. Naznačuje to charakteristický prstenec emisí a přítomnost dvojitého hřídele [13] [19] [7] [21] . Tento kráter se objevil, soudě podle jeho dobré zachovalosti, již po vzniku Maxwell Mountains [13] [19] [9] (i když je možné, že k některým změnám došlo později na jejich opačném svahu). Krátery této velikosti se na Venuši vyskytují s průměrnou frekvencí menší než 1 na 100 milionů let [8] .

Láva, která kdysi vytékala z Kleopatry, pokrývá velmi rozsáhlé území. Podle některých odhadů je toho příliš mnoho na to, aby se to dalo vysvětlit pouze energií dopadu asteroidu . Mohlo to způsobit sopečnou aktivitu v kráteru [2] [13] (v tomto případě jde o nejznámější příklad vulkanismu vyvolaného nárazem [25] ). Podle jiných odhadů k roztavení takového objemu hornin stačil samotný dopad (na Venuši se při pádu asteroidu vytvoří o čtvrtinu více taveniny než na Zemi a třikrát více než na Měsíci) [7] . Podle některých výpočtů teplota v nitru Venuše neroste s hloubkou tak rychle, aby takový dopad mohl spustit vulkanické procesy [25] [26] .

Každopádně neobvyklá hloubka Kleopatry je pravděpodobně dána výronem velkého množství hmoty z ní [2] [7] , k čemuž přispěl velký sklon terénu [25] . Jeho objem převyšuje očekávaný přibližně o 3000 km 3  - právě tolik taveniny se podle některých odhadů mělo objevit při vzniku kráteru o jeho průměru [7] . Část této taveniny zůstala v kráteru, takže jeho dno bylo docela hladké, ale většina unikla ven. Pronikla mezerou v šachtě a tekla po svazích Maxwell Mountains, vytvořila údolí Anuket a zaplavila okolní nížiny. Na základě zmíněného objemu taveniny a sledované plochy toků vystupujících z kráteru je jejich průměrná hloubka odhadována na 250 m [7] .

Schopnost dopadu asteroidu způsobit tání velkého objemu hornin může znamenat, že tyto horniny jsou blízko teplotě tání, a proto jsou křehké. To vyvolává otázku, proč se vysoké hory , které postavili , ještě nezřítily. Možná je fakt, že síly, které je vytvořily, jsou stále aktivní a kůra tamní planety se dál zvrásňuje do záhybů [8] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 Kleopatra  . _ Databáze kráterů Venuše . Lunární a planetární institut (2013). Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 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 Volcanic vs. Impact Crater Controversy  (anglicky)  // Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference : journal. - 1991. - Sv. 22 , č. 1 . - str. 59-60 . - .
  3. ↑ Venušiny krátery podle sestupného průměru  . Databáze kráterů Venuše . Lunární a planetární institut (2013). Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 2013.
  4. ↑ Venuše : Kráter, krátery  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 2013.
  5. ↑ 1 2 Keep M., Hansen VL Strukturální historie Maxwella Montese, Venuše: Důsledky pro formování Venušanského horského pásu  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1994. - Sv. 99 , č. E12 . - S. 26015-26028 . - doi : 10.1029/94JE02636 . — . Archivováno z originálu 11. listopadu 2013. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 11. listopadu 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 2013. 
  6. ↑ Hamuda  . _ Databáze kráterů Venuše . Lunární a planetární institut (2013). Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 2013.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Grieve RAF, Cintala MJ Dopad tání na Venuši: Některé úvahy o povaze kráterového záznamu  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1995. - Sv. 114 , č. 1 . - str. 68-79 . - doi : 10.1006/icar.1995.1044 . — .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Kaula WM, Bindschadler DL, Grimm RE, Smrekar SE, Roberts KM Styly deformace v Ishtar Terra a jejich důsledky  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1992. - Sv. 97 , č. E10 . - S. 16085-16120 . - doi : 10.1029/92JE01643 . - . Archivováno z originálu 11. listopadu 2013. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 11. listopadu 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 2013. 
  9. ↑ 1 2 NASA/JPL. PIA00149: Venuše -  kráter Maxwell Montes a Kleopatra . photojournal.jpl.nasa.gov (5. února 1996). Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 15. května 2019.
  10. ↑ 1 2 3 4 Basilevsky AT, Ivanov BA Kráter Kleopatra na Venuši: data Venera 15/16 a spory o dopadu/vulkanickém původu   // Geophysical Research Letters. - 1990. - Sv. 17 , č. 2 . - S. 175-178 . - doi : 10.1029/GL017i002p00175 . - .
  11. ↑ Peterfreund AR, vedoucí JW, Grieve RAF, Campbell DB Cleopatra Patera, kruhová struktura v Maxwell Montes, Venuše; Sopečný nebo nárazový?  // Abstrakty konference Lunar and Planetary Science Conference. - 1984. - S. 641-642 . - .
  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 Mapping of Maxwell Montes  (anglicky)  // Science. - 1986. - Sv. 231 , č.p. 4743 . - S. 1271-1273 . - doi : 10.1126/science.231.4743.1271 . - . — PMID 17839563 .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 Ansan V., Vergely P. Důkazy vertikálních a horizontálních pohybů na Venuši  : Maxwell Montes  // Země, Měsíc a planety : deník. - Springer , 1995. - Sv. 69 , č. 3 . - str. 285-310 . - doi : 10.1007/BF00643789 . - .
  14. ↑ Kleopatra Patera  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN) (1. března 2007). Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 15. prosince 2016.
  15. ↑ 1 2 3 Schaber GG, Kozak RC, Masursky H. Cleopatra Patera na Venuši  : Venera 15/16 důkazy o vulkanickém původu  // Geophysical Research Letters. - 1987. - Sv. 14 , č. 1 . - str. 41-44 . - doi : 10.1029/GL014i001p00041 . — .
  16. ↑ Kleopatra  . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN) (1. října 2006). Datum přístupu: 20. října 2013. Archivováno z originálu 29. července 2017.
  17. ↑ 1 2 Rzhiga O. N. Struktura Země Ishtar // Nová éra ve studiu Venuše (radarové zobrazování pomocí kosmických lodí Venera-15 a Venera-16) . - M . : Knowledge, 1988. - (Novinka v životě, vědě, technice. Řada "Kosmonautika, astronomie"; č. 3).
  18. ↑ 1 2 Mapa výšek pohoří Maxwell podle Magellana
  19. ↑ 1 2 3 Ansan V., Vergely P., Masson Ph. Model formování Ishtar Terra, Venuše  // Planetární a vesmírná věda  . - Elsevier , 1996. - Sv. 44 , č. 8 . - S. 817-831 . - doi : 10.1016/0032-0633(96)00012-8 . - .
  20. ↑ 1 2 Impaktní krátery Weitz CM // Průvodce interpretací obrazu Magellan. — NASA and Jet Propulsion Lab, California Institute of Technology, 1993. — S. 75–92. — 148p. — (Publikace JPL 93-24).
  21. ↑ 1 2 Squyres SW Maxwell Montes  . Encyklopedie Britannica . Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 2013.
  22. ↑ 1 2 3 Stereo snímek kráteru
  23. ↑ Anuket Vallis  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN) (1. října 2006). Datum přístupu: 20. října 2013. Archivováno z originálu 16. prosince 2016.
  24. ↑ Map-a-Planet Explorer: Venus Left-Look RADAR Map  (anglicky)  (odkaz není dostupný) . USGS. - interaktivní mapa povrchu Venuše podle Magellana. Získáno 20. října 2013. Archivováno z originálu 11. listopadu 2013.
  25. ↑ 1 2 3 Melosh HJ Mohou dopady vyvolat sopečné erupce?  // International Conference on Catastrophic Events and Mass Extinctions: Impacts and Beyond, 9.-12. července 2000, Vídeň, Rakousko, abstrakt č. 3144. - 2001. - S. 141-142 . - .
  26. ↑ Hnědé CD, Grimm RE Thermal Evolution of Venus as Recorded by Surface Tectonics  //  Lunar and Planetary Science: journal. - 1996. - Sv. 27 . - S. 169-170 . - .

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie