Координати: 65.8° пн. ш. 7.1° сх. д. / 66° пн. ш. 7° сх. д. / 66; 7

Клеопатра (кратер)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Клеопатра
лат. Cleopatra
Радарний знімок, зроблений апаратом «Магеллан». Праворуч угорі видно канал, що виходить з кратера (долина Анукет). Потоки лави, що колись стікала цим каналом, виходять за краї зображення
Радарний знімок, зроблений апаратом «Магеллан». Праворуч угорі видно канал, що виходить з кратера (долина Анукет). Потоки лави, що колись стікала цим каналом, виходять за краї зображення

Радарний знімок, зроблений апаратом «Магеллан». Праворуч угорі видно канал, що виходить з кратера (долина Анукет). Потоки лави, що колись стікала цим каналом, виходять за краї зображення

65.8° пн. ш. 7.1° сх. д. / 66° пн. ш. 7° сх. д. / 66; 7
Небесне тілоВенера
Типметеоритний
Діаметр105[1] км
Найбільша глибина2500[2] м
Висота6800 м
ЕпонімКлеопатра VII
У базах даних
GPN
VCD
Венера)
Клеопатра
CMNS: Клеопатра у Вікісховищі
У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Клеопатра (значення).
Світла область — гори Максвелла; Клеопатру видно праворуч угорі. Чорні смужки — невідзняті місця. Радарний знімок «Магеллана»
Перехресна стереопара. Розмір кадру — 140×180 км
Північно-східна частина кратера. Видно початок долини Анукет. Перехресна стереопара. Розмір кадру — 85×125 км

Клеопа́тра (лат. Cleopatra) — один з найбільших ударних кратерів Венери[3][4]. Знаходиться в горах Максвелла; координати центру — 65.8° пн. ш. 7.1° сх. д. / 66° пн. ш. 7° сх. д. / 66; 7 (Клеопатра) Носить ім'я єгипетської цариці Клеопатри VII[5].

Будова цього кратера досить незвичайна: у западині діаметром близько 100 км є вдвічі менше заглиблення, з якого за межі кратера виходить звивистий каньйон шириною кілька кілометрів. Цим каньйоном з Клеопатри колись витекло біля 3000 км3 лави, потоки якої простягнулися на сотні кілометрів і залили багато долин загальною площею більше самого кратера[6][7][8][9]. Вочевидь, це й стало причиною його надзвичайно великої глибини, що більш ніж удвічі перевищує звичайну глибину венеріанських кратерів такого діаметра[10][2][6].

Дослідження та найменування

[ред. | ред. код]

Перші зображення, де видно цей кратер, було отримано радіотелескопом обсерваторії Аресібо під час нижніх сполучень Венери 1975 та 1977 років[11][12]. Незабаром почав роботу зонд «Піонер-Венера-1» — перший космічний апарат, що здійснював радіолокацію Венери з орбіти. Він надав альтиметричні дані про кратер[2]. Більш детальні дані отримали апарати «Венера-15» та «Венера-16» у 1983–1984 роках[13]. «Магеллан», який досліджував Венеру в 1990–1994 роках, отримав зображення цієї місцевості з роздільною здатністю 120 м[14] — найкращі станом на 2014 рік.

Кратер названо на честь єгипетської цариці Клеопатри. Спочатку він отримав ім'я «патера Клеопатри» (лат. Cleopatra Patera)[15][16][13], але потім був перейменований у кратер Клеопатра (Cleopatra). Цю назву було затверджено Міжнародним астрономічним союзом у 1992 році[5].

Опис

[ред. | ред. код]

Клеопатра знаходиться на східному схилі гір Максвелла на висоті 6,8 км[1]. Це робить її найвищим великим кратером планети[8] (ще вище лежить тільки маленький кратер Hamuda)[17]. Висота краю кратера зменшується з заходу на схід відповідно до похилу місцевості[18][19]. Паралельні хребти, що складають гірську систему, в околицях кратера простежуються слабко: ймовірно, при його утворенні вони були засипані викидами[18][13]. Товщина шару цих викидів, ймовірно, сягає сотень метрів[7] і, таким чином, порівнянна з глибиною долин, що розділяють хребти[20]. Викиди оточують кратер неправильним кільцем[14]: на півночі та півдні вони простежуються приблизно до 210 км від центру, а на заході та сході — до 130 км[7]. У порівнянні з іншими венеріанськими кратерами їх у Клеопатри небагато[21]. Характерного темного гало з викидів у неї немає взагалі[1].

Діаметр зовнішньої западини — близько 100 км (за різними оцінками, 95[13], 105[14] або 108[6]), а внутрішньої — 45–55 км[7][13]. Вони розділені горбкуватим валом[2][7]. Глибина зовнішньої западини — 1,5 км, а внутрішньої — ще на кілометр більше[13]. Таким чином, максимальна глибина кратера — близько 2,5 км[2][22] (за різними оцінками, 2,4[10] — 2,6 км[6]) або 2,5 % від діаметра. Це надзвичайно багато — на 1,5 км більше, ніж у звичайних венеріанських ударних кратерів такого діаметра[10].

На радарних знімках кратер виділяється темним забарвленням, причому внутрішня западина темніша від зовнішньої. Мабуть, це пояснюється тим, що її дно дуже рівне на масштабі порядку довжини хвилі радару (якщо радарний промінь спрямований не перпендикулярно поверхні, рівна поверхня відбиває в бік приймача відносно мало енергії)[2][21]. На знімках видно, що у внутрішній западині набагато менше і великомасштабних нерівностей[23]. Зовнішня темна область заповнює зовнішню западину не цілком: на північному заході Клеопатри (де висота її дна максимальна[19][23]) вона не досягає краю кратера[23], і її межа тут проходить всього в 15 км від кордону внутрішньої темної області. У південній частині кратера ця відстань досягає 35 км[7].

З внутрішньої западини виходить звивистий каньйон шириною кілька кілометрів, який тягнеться на північний схід — у бік тессери Фортуни. Він отримав назву «долина Анукет» (лат. Anuket Vallis) на честь давньоєгипетської богині Нілу[24]. Пройшовши близько 100 кілометрів, він переходить у застиглі лавові потоки, які розгалужуються та розходяться в різні боки. Вони заповнили собою багато долин на сході гір Максвелла і на заході тессери Фортуни, а подекуди вкрили навіть гребені хребтів[7]. Загальна площа цих потоків — 10–20 тисяч км2 [6][16] (в 1,5–2 рази більше за площу кратера). Їх максимальна протяжність (з північного заходу на південний схід) — 400 км, а максимальна відстань від центру кратера — 300 км[25][7].

Походження

[ред. | ред. код]

Форма Клеопатри дуже своєрідна, і її походження стало ясним не одразу: планетологи сперечалися з цього питання більше 12 років[2]. Деякі інтерпретували її як ударний кратер, а деякі — як вулканічний, причому і для того, і для іншого вона виглядає дивно[10]. Зокрема, для ударного кратера дивним виглядає розбіжність центрів внутрішньої та зовнішньої частини, дуже велика глибина та великі лавові потоки[2][16].

Питання прояснилося лише з отриманням «Магелланом» у 1991 році детальних радарних знімків[2]. Клеопатра все ж виявилася ударним кратером. На це вказує характерне кільце викидів та наявність подвійного валу[14][20][6][22]. З'явився цей кратер, судячи з його гарної збереженості, вже після формування гір Максвелла[14][20][9] (хоча не виключено, що на їх протилежному схилі деякі зміни відбувалися і пізніше). Кратери такого розміру виникають на Венері з середньою частотою менше 1 за 100 млн років[7].

Лава, що витекла колись з Клеопатри, вкриває дуже велику площу. За деякими оцінками, її занадто багато, щоб її появу можна було пояснити лише енергією астероїдного удару. Можливо, удар викликав у кратері вулканічну активність[2][14] (і в такому випадку це найкращий відомий приклад вулканізму, спричиненого ударом[26]). За іншими оцінками, для плавлення такого обсягу порід було достатньо самого удару (на Венері при падінні астероїда утворюється на чверть більше розплаву, ніж на Землі, і втричі більше, ніж на Місяці)[6]. За деякими розрахунками, температура в надрах Венери зростає з глибиною не настільки швидко, щоб такий удар міг запустити вулканічні виверження[26][27].

У будь-якому разі незвичайна глибина Клеопатри, ймовірно, пояснюється саме витіканням з неї великої кількості речовини[2][6]. Цьому посприяв великий похил місцевості[26]. Об'єм Клеопатри перевищує очікуваний приблизно на 3000 км3 — як раз стільки розплаву, за деякими оцінками, мало з'явитися при утворенні кратера її діаметра[6]. Трохи розплаву застигло в кратері (вирівнявши його дно), але більша частина витекла назовні. Пройшовши крізь пролом у валу, він потік схилами гір Максвелла, утворив долину Анукет і залив навколишні низовини. Виходячи зі згаданого обсягу розплаву та спостережуваної площі потоків, що виходять з кратера, їх середню глибину оцінюють у 250 м[6].

Здатність астероїдного удару розплавити великий об'єм порід може означати, що ці породи близькі до температури плавлення і, отже, неміцні. Це ставить питання, чому складені ними високі гори досі не зруйнувалися. Можливо, справа в тому, що сили, які сформували ці гори, діють досі, і кора планети там продовжує зминатися в складки[7].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ а б в Cleopatra. Venus Crater Database (англ.) . Lunar and Planetary Institute. 2013. Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  2. ↑ а б в г д е ж и к л м 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. Архів оригіналу (PDF) за 11 листопада 2013. Процитовано 3 серпня 2014.
  3. ↑ Venus Craters by Descending Diameter. Venus Crater Database (англ.) . Lunar and Planetary Institute. 2013. Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  4. ↑ Venus: Crater, craters. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  5. ↑ а б Cleopatra. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 1 жовтня 2006. Архів оригіналу за 9 травня 2014. Процитовано 1 серпня 2014.
  6. ↑ а б в г д е ж и к л 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.
  7. ↑ а б в г д е ж и к л 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. Journal of Geophysical Research. 97 (E10): 16085—16120. Bibcode:1992JGR....9716085K. doi:10.1029/92JE01643. Архів оригіналу за 10 Серпня 2014. Процитовано 3 Серпня 2014.
  8. ↑ а б Keep M., Hansen V. L. (1994). Structural history of Maxwell Montes, Venus: Implications for Venusian mountain belt formation. Journal of Geophysical Research. 99 (E12): 26015—26028. Bibcode:1994JGR....9926015K. doi:10.1029/94JE02636. Архів оригіналу за 8 Серпня 2014. Процитовано 3 Серпня 2014.
  9. ↑ а б NASA/JPL (5 лютого 1996). PIA00149: Venus — Maxwell Montes and Cleopatra Crater (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. Архів оригіналу за 13 липня 2012. Процитовано 1 серпня 2014.
  10. ↑ а б в г 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. ↑ Campbell D. B., Burns B. A. (1980). Earth-based radar imagery of Venus. Journal of Geophysical Research. 85 (A13): 8271—8281. Bibcode:1980JGR....85.8271C. doi:10.1029/JA085iA13p08271.
  12. ↑ 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. Архів оригіналу (PDF) за 11 Листопада 2013. Процитовано 3 Серпня 2014.
  13. ↑ а б в г д е 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. Архів оригіналу за 8 Серпня 2014. Процитовано 3 Серпня 2014.
  14. ↑ а б в г д е 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. Архів оригіналу (PDF) за 11 листопада 2013. Процитовано 3 серпня 2014.
  15. ↑ Cleopatra Patera. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 1 березня 2007. Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  16. ↑ а б в 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.
  17. ↑ Hamuda. Venus Crater Database (англ.) . Lunar and Planetary Institute. 2013. Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  18. ↑ а б Ржига О. Н. Строение Земли Иштар // [1] — М. : Знание, 1988. — (Новое в жизни, науке, технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 3) Архівовано з джерела 11 листопада 2013
  19. ↑ а б Карта висот гір Максвелла за даними «Магеллана»
  20. ↑ а б в 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. Архів оригіналу (PDF) за 11 листопада 2013. Процитовано 3 серпня 2014.
  21. ↑ а б Weitz C. M. Impact Craters // Guide to Magellan Image Interpretation. — NASA and Jet Propulsion Lab, California Institute of Technology, 1993. — P. 75–92. — (JPL Publication 93-24) — Bibcode:1993gmii.conf...75W. Архівовано з джерела 13 грудня 2012
  22. ↑ а б Squyres S. W. Maxwell Montes. Encyclopaedia Britannica (англ.) . Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  23. ↑ а б в Стереозображення кратера
  24. ↑ Anuket Vallis. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 1 жовтня 2006. Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  25. ↑ Map-a-Planet Explorer: Venus Left-Look RADAR Map (англ.) . USGS. Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014. — інтерактивна карта за даними «Магеллана»
  26. ↑ а б в 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. Архів оригіналу (PDF) за 4 Березня 2016. Процитовано 3 Серпня 2014.
  27. ↑ 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. Архів оригіналу (PDF) за 11 Листопада 2013. Процитовано 3 Серпня 2014.

Література

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Клеопатра_(кратер)&oldid=40472000