Soi (kraatteri)

niin minä
lat.  niin minä
Cassinin tutkakuva (21. toukokuuta 2009)
Ominaisuudet
Halkaisija	78±2 [1] [2] (75 [3] ) km
Tyyppi	Shokki
Suurin syvyys	110±100 [1] (242±115 [2] ) m
Nimi
Eponyymi	niin minä
Sijainti
24°18′ pohjoista leveyttä. sh. 140°54′ W  / 24,3 ° N sh. 140,9°W d. / 24,3; -140,9
Taivaankappale	Titaani
niin minä

Soi ( lat.  Soi ) on 78 kilometrin [1] [2] törmäyskraatteri , joka sijaitsee Saturnuksen suurimmalla kuulla  , Titanilla . Se on seitsemänneksi suurin (huhtikuussa 2015) Titanin törmäyskraatteri sekä Titanin tasaisin ja tasaisin pohja.

Maantiede ja geologia

Kraatterin koordinaatit ovat 24°18′ pohjoista leveyttä. sh. 140°54′ W  / 24,3  / 24,3; -140,9° N sh. 140,9°W d. . Lounaispuolella on kaksi Titanin aluetta - Dilmunin vaalea alue sekä Shangri- Lan tumma alue . Sen eteläpuolella on monia Titanin faculaleja , ja koilliseen on Ara-virta . Siinä on epätavallisen tasainen ja tasainen pohja.

Tähän mennessä Saturnusta kiertävä Cassini-avaruusalus on tutkinut Titanin pintaa sen lähestyessä sitä, mikä on vahvistanut kymmenen suuren kraatterin olemassaolon sen pinnalla (huhtikuussa 2015).

Titaanin tiheä typpiatmosfääri estää halkaisijaltaan alle 20 km:n kraatterin muodostumisen, koska meteoriitti ehtii palaa ilmakehässä putoamisen aikana saavuttamatta pintaa. Vuonna 2007 ilmoitettiin, että Cassini toteuttaa seuraavien seitsemän vuoden aikana tutkan Titanin pinnasta, ja toivottiin löytää uusia kraattereita noin 50 % sen pinnan kartoituksen yhteydessä [4] .

Kraatterin kerros

On olemassa useita geologisia prosesseja, jotka voivat selittää Soi-kraatterin epätavallisen tasaisen lattian. Tutkimukset suoritettiin käyttämällä Cassinin tutkaa ja VIMS - instrumenttia sekä stereokorkeusmallinnusta ja vertailuja muihin taivaankappaleisiin [2] .

Viskoosi rentoutuminen

Viskoosi rentoutuminen on yksi tunnetuista mekanismeista, jotka voivat muuttaa topografiaa ja vähentää kraatterin syvyyttä jäisessä satelliitissa. Ganymeden halkaisijaltaan yli 10 km : n kraattereet osoittavat erilaisia ​​rentoutustiloja, jotka syntyivät tuoreista kraattereista, joiden topografia on vaimeampi ja pohja on epätasaisempi. Ottaen kuitenkin huomioon Titanin alemman pinnan lämpötilan (-178 °C vs. -153 °C), viskoosien relaksaatioiden lasketaan aiheuttavan alle 3 prosentin maaston muutosta halkaisijaltaan yli 125 km :n kraattereissa . Soi ei osoita merkkejä epätasaisesta pohjasta (pohjan topografia vaihtelee vain ~ 40 m ). On kuitenkin vaikea sulkea kokonaan pois viskoosista relaksaatiota, joka voisi muuttaa minkä tahansa Titan-iskukraatterin topografiaa [2] .

Nestealtistus

Myös nesteen läsnäolo taivaankappaleen pinnalla ja maanalaisen kerroksen lähellä voi aiheuttaa voimakkaan muutoksen kraatterin muodossa. Maan nestemäisillä kraattereilla ei ole merkittävää topografista pintaa, koska löyhästi tiivistyneet, vedellä kyllästetyt sedimentit putoavat kraatteriin pian sen muodostumisen jälkeen. Yksi kiehtovimmista analogeista on törmäyskraatteri Lown Hill Queenslandissa Australiassa Kuten Soin kraatterissa, siinä on tutkakuvissa kirkas rengas ja tumma sisäpuoli, yhtä poikkeusta lukuun ottamatta: pohjan topografia vaihtelee ~ 20–40 m . Tutkakuvissa kirkkaan renkaan muodostavien kalkkikivisedimenttien ja kraatterin sisältä löytyvän liuskekivipohjan välillä on kuitenkin huomattava koostumusero. Jos tällainen prosessi tapahtuisi Titanilla , voisimme odottaa samanlaista koostumuskontrastia, jossa rikkaat orgaaniset sedimentit muodostavat renkaan ja jäärikkaan kivipohjan tässä kraatterissa. Cassinin VIMS - instrumentilla tehdyt havainnot osoittavat päinvastaista suuntausta - kraatterin sisällä on runsaasti jäätä sisältävä rengas, jonka sisäosa on orgaanisesti runsaasti. Siten nesteen vaikutuksen teoria on suljettu pois [2] .

Kraatterin lattian täyttö kryovulkaanin purkauksen tuotteilla

Morfologisesti Soi muistuttaa joitain Venuksen kraattereita, joissa on karkeat ja kirkkaat reunat (reunat, seinät) tutkakuvissa ja täytetyt tasaisesti tummalla laavalla tutkakuvissa . Jos Titanin pinnan alueet tulvisivat lähes kilometrin pituisella laavalla, voisi olettaa, että se tulviisi samalla tavalla muita ja naapurikraattereita. Lähin kraatteri, jolla on mitattavissa oleva topografia, Aphecanus , on ~ 2500 km:n päässä ja ~ 500−700 m matalampi kuin Ganymeden tyypillinen kraatteri kooltaan (suhteellinen ero ~50-60%). Vaikka kryotulivuoret purkautuvat todennäköisesti jäisiä materiaaleja, orgaaninen laskeuma, joka pesee tämän materiaalin kraatterin reunoista, voi myöhemmin peittää kraatterin koko pinnan. Emme siis voi sulkea pois teoriaa kraatterin pohjan täyttymisestä kryovulkaanin purkauksen tuotteella mahdollisena mekanismina Soin kraatterin topografian muuttamiseen [2] .

Kraatterin pohjan täyttäminen hiilivetyhiekalla

Titanin kraattereiden alustava tutkimus paljasti, että kraatterien jakautuminen syvyydessä vastaa pinnan muutosta, jonka nopeus on vakio ajan myötä, esimerkiksi eolian kerrostumat. Yksinkertaiset eoliset kerrostumat jättävät kraatterin reunan suurelta osin vapaaksi kerrostumista, kun taas kraatterin keskusta täyttyy näillä kerrostumilla, jotka muodostavat edelleen parabolisen kumpun. Kraatterin reunojen korkeuden ja halkaisijan välisestä suhteesta seuraa, että ilman muutoksia Soi-kraatterin reunojen korkeuden tulisi olla välillä 0,3-1,2 km, mikä ylittää kraatterin havaitun syvyyden 0,24 ±:lla. 0,11 km. VIMS -laitteella otetut kraatterin pinnan spektrit ovat myös ristiriidassa kraatterin täyttämisen kanssa "ruskealla" hiilivetyhiekalla vain, jos tämä hiekka ei ole myöhemmin peittynyt ilmakehän sateella. Siten aktiiviset eoliesiintymät eivät voi selittää Soin kraatterin topografista profiilia, mutta tätä teoriaa ei voida täysin sulkea pois [2] .

Kraatterin pohjan täyttö juoksevilla sedimenteillä

Jokien eroosio on ehdottomasti tärkeä prosessi Titanilla , sillä Cassini - avaruusaluksen kuvat osoittavat rikkaan maailman laajoilla kanavien ja laaksojen verkostoilla. Marsin kraatterin kehityksen simulaatiot osoittavat, että fluviaaliset muutokset täyttävät kraatterin pohjan, kun taas kraatterin reuna kuluu vähitellen pois. Sen määrittämiseksi, missä määrin fluviaaliset muutokset voivat muuttaa Titanin kraatterien syvyyttä , tutkijat käyttivät kraatterin pinnan simulaatiomallia, joka perustui Soin kooltaan samankokoiseen Ganymeden kraatteriin. He seurasivat kraatterin suhteellisen syvyyden muutosta, R=1-d(t=ti)/d(t=0), ajan myötä ja laskivat täyttöasteen, joka pienenee ajan myötä, se tasoittuu kohdassa R ~ 0,8 - kraatterin rinteet pienenevät, ja sedimenttivyöhykkeen pinta-ala kraatterin pohjassa kasvaa. Näin ollen virtausmuutokset eivät yksinään voi selittää Soin kraatterin pohjatopografiaa. Kraatterin pinnalla havaittu orgaaninen pinnoite voidaan selittää orgaanisilla sedimenteillä, jotka huuhtoutuvat pois kraatterin ympäröivältä vesi-jääreunalta [2] .

Eponyymi

Kraatteri on nimetty melanesialaisessa mytologiassa ( Uusi-Irlanti , Papua-Uusi-Guinea ) [3] viisauden jumalan Soin mukaan . Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni hyväksyi tämän nimen vuonna 2012 [3] .

Katso myös

• Menrwa on Titanin  suurin törmäyskraatteri .
• Luettelo Titan-pinnan yksityiskohdista

Muistiinpanot

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. Kraatterin topografia Titanilla: vaikutuksia maiseman kehitykseen  (englanniksi)  // Icarus . — Elsevier , 2013. — Voi. 223, nro. 1 . — s. 82–90. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.11.030 . — . Arkistoitu alkuperäisestä 26. heinäkuuta 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. Epätavallinen kraatteri Soi Titanilla: mahdollisia forvaatioskenaatioita  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 2013. - P. 2. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
3. ↑ 1 2 3 Soi-  kraatteri . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) Planetary System Nomenclature -työryhmä (WGPSN) (3. helmikuuta 2012). Haettu 11. huhtikuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 11. huhtikuuta 2015.
4. ↑ Impact Cratering II / RD Lorenz, CA Wood, JI Lunine, SD Wall, RM Lopes, KL Mitchell, F. Paganelli, YZ Anderson, ER Stofan ja Cassini RADAR Team. - Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 2007. - P. 1. - 2 s. Arkistoitu 24. joulukuuta 2013 Wayback Machinessa

Linkit

• Titanin kartta ja kuvatekstejä Gazetteer of Planetary Nomenclaturessa (PDF, 3,3 Mt)