Soi (kráter)

soi
lat.  soi
Radarový snímek „ Cassini “ (21. května 2009)
Charakteristika
Průměr	78±2 [1] [2] (75 [3] ) km
Typ	Šokovat
Největší hloubka	110±100 [1] (242±115 [2] ) m
název
Eponym	soi
Umístění
24°18′ severní šířky. sh. 140°54′ západní délky  / 24,3 ° N sh. 140,9°W d. / 24,3; -140,9
Nebeské tělo	Titan
soi

Soi ( lat.  Soi ) je 78kilometrový [1] [2] impaktní kráter nacházející se na největším měsíci Saturnu  , Titanu . Je to sedmý největší (od dubna 2015) impaktní kráter na Titanu a také kráter s nejplošším a nejrovnoměrnějším dnem na Titanu.

Geografie a geologie

Souřadnice kráteru jsou 24°18′ severní šířky. sh. 140°54′ západní délky  / 24,3  / 24,3; -140,9° N sh. 140,9°W d . Na jihozápadě jsou dvě oblasti Titanu - světlá oblast Dilmun a také tmavá oblast Shangri-La . Na jih od něj je mnoho faculae Titanu a na severovýchod je proud Ara . Má neobvykle ploché a rovné dno.

K dnešnímu dni sonda Cassini obíhající kolem Saturnu sondovala povrch Titanu, když se k němu přibližovala, což potvrdilo přítomnost deseti velkých kráterů na jeho povrchu (stav k dubnu 2015).

Hustá atmosféra dusíku na Titanu zabraňuje vytvoření kráteru o průměru menším než 20 km, protože meteorit má čas během pádu shořet v atmosféře, aniž by se dostal na povrch. V roce 2007 bylo oznámeno, že během následujících sedmi let bude sonda Cassini provádět radar na povrchu Titanu a byla vyjádřena naděje na nalezení nových kráterů v souvislosti s mapováním asi 50 % jeho povrchu [4] .

Dno kráteru

Existuje několik geologických procesů, které by mohly vysvětlit neobvykle ploché dno kráteru Soi. Studie byly provedeny pomocí Cassiniho radaru a nástroje VIMS spolu se stereo modelováním výšky a srovnáním s jinými nebeskými tělesy [2] .

Viskózní relaxace

Viskózní relaxace je jedním ze známých mechanismů, které mohou změnit topografii a snížit hloubku kráteru na ledovém satelitu. Krátery větší než 10 km v průměru na Ganymedu vykazují řadu relaxačních stavů, které se vynořily z čerstvých kráterů s tlumenější topografií a nerovnějším dnem. Vzhledem k teplotě spodního povrchu Titanu (-178 °C oproti -153 °C) jsou však na Titanu vypočteny viskózní relaxace, které způsobí méně než 3% změnu terénu u kráterů větších než 125 km v průměru . Soi nevykazuje žádné známky nerovného dna (topografie dna se liší pouze o ~ 40 m ). Je však obtížné zcela vyloučit viskózní relaxaci, která by mohla změnit topografii jakéhokoli impaktního kráteru na Titanu [2] .

Expozice kapalinám

Přítomnost kapaliny na povrchu a v blízkosti podpovrchové vrstvy nebeského tělesa může také způsobit silnou změnu tvaru kráteru. Fluidně vytvořené krátery na Zemi nemají žádný významný topografický povrch, protože do kráteru se krátce po jeho vytvoření propadají volně zpevněné vodou nasycené sedimenty. Jedním z nejzajímavějších analogů je zemský impaktní Lown Hill v Queenslandu Austrálii Stejně jako kráter Soi má na radarových snímcích světlý prstenec a tmavý vnitřek, s jedinou výjimkou: topografie dna se liší o ~ 20–40 m . Mezi vápencovými sedimenty, které na radarových snímcích tvoří jasný prstenec, a břidlicovou kamennou základnou nacházející se uvnitř kráteru je však patrný kompoziční rozdíl. Pokud by k takovému procesu na Titanu došlo, mohli bychom očekávat podobný kompoziční kontrast, s bohatými organickými sedimenty tvořícími prstenec a skalní základnou bohatou na led v tomto kráteru. Pozorování provedená přístrojem VIMS Cassini ukazují opačný trend – prstenec bohatý na led s vnitřkem bohatým na organické látky uvnitř kráteru. Tím je vyloučena teorie působení kapaliny [2] .

Výplň dna kráteru produkty erupcí kryovulkánu

Morfologicky Soi připomíná některé venušské krátery s drsnými a světlými okraji (hranami, stěnami) na radarových snímcích, které jsou na radarových snímcích hladce vyplněné tmavou lávou . Pokud by oblasti povrchu Titanu byly zaplaveny téměř kilometrem lávy, pak by se dalo očekávat, že podobně zaplaví i další a sousední krátery. Nejbližší kráter s měřitelnou topografií, Aphecanus , je ~ 2500 km daleko a ~ 500-700 m mělčí než typický kráter na Ganymedu , pokud jde o jeho velikost (~50-60% relativní rozdíl). Přestože kryovulkány pravděpodobně vyvrhnou materiály ledového složení, organický spad, který tento materiál smývá z okrajů kráteru, by mohl později pokrýt celý povrch kráteru. Nemůžeme tedy vyloučit teorii zaplnění dna kráteru produktem erupce kryovulkánu jako možný mechanismus změny topografie kráteru Soi [2] .

Vyplnění dna kráteru uhlovodíkovým pískem

Předběžná studie kráterů na Titanu odhalila, že rozložení kráterů v hloubce odpovídá způsobu, jakým se povrch mění, jehož rychlost je konstantní v čase, například u eolických usazenin. Jednoduché eolické usazeniny mají tendenci opouštět okraj kráteru do značné míry bez usazenin, zatímco střed kráteru se zaplňuje těmito usazeninami, které dále tvoří parabolický val. Ze vztahu mezi výškou okrajů kráteru a jeho průměrem vyplývá, že beze změn by výška okrajů kráteru Soi měla být mezi 0,3 a 1,2 km, což přesahuje pozorovanou hloubku kráteru o 0,24 ± 0,11 km. Spektra povrchu kráteru snímaná přístrojem VIMS jsou rovněž v rozporu s plněním kráteru „hnědým“ uhlovodíkovým pískem, pouze pokud tento písek následně nepokryly atmosférické srážky. Aktivní eolická ložiska tedy nemohou vysvětlit topografický profil kráteru Soi, ale tuto teorii nelze zcela vyloučit [2] .

Vyplnění dna kráteru fluviálními sedimenty

Říční eroze je na Titanu rozhodně důležitým procesem , protože snímky ze sondy Cassini ukazují bohatý svět s rozsáhlou sítí kanálů a údolí. Simulace vývoje marťanského kráteru ukazují, že fluviální změny vyplňují dno kráteru, zatímco okraj kráteru je postupně erodován. K určení, do jaké míry mohou fluviální změny změnit hloubku kráterů na Titanu , použili vědci model simulace povrchu kráteru založený na kráteru na Ganymedu , který je svou velikostí podobný Soi. Sledovali změnu relativní hloubky kráteru, R=1-d(t=ti)/d(t=0), v průběhu času a vypočítali rychlost plnění, která se časem snižuje, vyrovnává se při R ~ 0,8 - svahy kráteru se zmenšují a plocha zóny sedimentu na dně kráteru se zvyšuje. Samotné fluviální změny tedy nemohou vysvětlit topografii dna kráteru Soi. Organický povlak pozorovaný na povrchu kráteru lze vysvětlit organickými sedimenty, které jsou smyty z okolního vodního ledového okraje kráteru [2] .

Eponym

Kráter je pojmenován po Soi , bohu moudrosti v melanéské mytologii ( Nové Irsko , Papua Nová Guinea ) [3] . Tento název byl schválen Mezinárodní astronomickou unií v roce 2012 [3] .

Viz také

• Menrwa  je největší impaktní kráter na Titanu .
• Seznam detailů povrchu Titanu

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 Neish CD, Kirk RL, Lorenz RD, Bray VJ, Schenk P., Stiles BW, Turtle E., Mitchell K., Hayes A., Cassini Radar Team. Topografie kráteru na Titanu: Důsledky pro vývoj krajiny  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2013. — Sv. 223, č.p. 1 . — S. 82–90. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.11.030 . — . Archivováno z originálu 26. července 2014.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Neish CD, Kirk RL, Lorenz RD, Bray VJ, Schenk P., Stiles BW, Turtle E., Mitchell K., Hayes A., Cassini Radar Team. Neobvyklý kráter Soi na Titanu: možné scénáře forvation  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2013. - S. 2. Archivováno z originálu 4. března 2016.
3. ↑ 1 2 3 Soi  kráter . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních soustav (WGPSN) (3. února 2012). Získáno 11. dubna 2015. Archivováno z originálu 11. dubna 2015.
4. ↑ Impact Cratering II / RD Lorenz, CA Wood, JI Lunine, SD Wall, RM Lopes, KL Mitchell, F. Paganelli, YZ Anderson, ER Stofan a tým Cassini RADAR. - Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 2007. - S. 1. - 2 s. Archivováno 24. prosince 2013 na Wayback Machine

Odkazy

• Mapa Titanu s popisky v Gazetteer of Planetary Nomenclature (PDF, 3,3 MB)