Кратер ЛАРЛЕ - LARLE crater

Планета Марс
Маркирован кратер LARLE, видимый слоем CTX LARLE, состоящий из мелкозернистого материала. Это может быть размыто, и воронка от пьедестала останется.[1]

Новый класс Марсианин ударные кратеры были обнаружены Университет Северной Аризоны ученый профессор Надин Барлоу и доктор Джозеф Бойс из Гавайский университет в октябре 2013 года. Они назвали это «кратерами слоистого выброса с низким коэффициентом сжатия (LARLE)».[2] Профессор Надин Барлоу, ученый из Университета Северной Аризоны, описала этот класс кратеры с «тонкослойным внешним отложением», превышающим «типичный диапазон выбросов». «Комбинация помогает испарять материалы и создавать скачок основного потока. Низкое соотношение сторон означает, насколько тонкие отложения по сравнению с площадью, которую они покрывают, - сказал профессор Барлоу.[3] Ученые использовали данные продолжающейся разведки Марс используя старый Марс Одиссея Орбитальный аппарат и Марсианский разведывательный орбитальный аппарат, обнаружил 139 кратеров LARLE диаметром от 1,0 до 12,2 км, при этом 97% кратеров LARLE обнаружены к полюсу от 35 ° и 40 ° южной широты, оставаясь в основном прослеженными в экваториальной формации Medusae Fossae.

Кратеры LARLE характеризуются кратером и нормальным слоистым рисунком выброса, окруженным обширным, но тонким внешним отложением, которое имеет форму пламени.[4] Слои выброса кратеров LARLE имеют более высокие коэффициенты формы по сравнению с базовыми отложениями пульсации из кратеров взрыва. Эта разница, вероятно, вызвана большим количеством мелких частиц пыли и льда в областях, где образуются кратеры LARLE. Этот лед и пыль возникли из-за мантии из снега и пыли, которые образовались во время многих климатических изменений в истории Марса. После удара отложения быстро стабилизируются (от нескольких дней до нескольких лет) от эоловой эрозии за счет образования корки, образованной в результате диффузии водяного пара из отложений.[5] Кратеры LARLE могут быть полезны в качестве маркера льда под поверхностью.

Задний план

An кратер от удара приблизительно круглый депрессия на поверхности планета, Луна или другое твердое тело в Солнечная система, образованный гиперскорость влияние тела меньшего размера с поверхностью. В отличие от вулканические кратеры, возникшие в результате взрыва или внутреннего разрушения,[6] Ударные кратеры обычно имеют приподнятые края и полы, которые ниже по высоте, чем окружающая местность.[7] Воронки от удара варьируются от маленьких простых углублений в форме чаши до больших сложных углублений. ударные бассейны с несколькими кольцами. Метеоритный кратер пожалуй, самый известный пример небольшого ударного кратера на Земле.

Ударные кратеры не следует путать с формами рельефа, которые в некоторых случаях кажутся похожими, в том числе кальдеры и кольцевые дамбы.

Кратеры от удара являются доминирующими географическими объектами на многих твердых объектах Солнечной системы, включая Луна, Меркурий, Каллисто, Ганимед и самые маленькие луны и астероиды. На других планетах и ​​лунах, где происходят более активные поверхностные геологические процессы, такие как Земля, Венера, Марс, Европа, Ио и Титан, видимые ударные кратеры встречаются реже, потому что они становятся размытый, похоронен или преобразован тектоника через некоторое время.[8]

Записи кратеров на очень старых поверхностях, таких как Меркурий, Луна и южные нагорья Марс, запишите период интенсивная ранняя бомбардировка во внутренней Солнечной системе около 3,9 миллиарда лет назад.[9] Скорость образования кратеров во внутренней части Солнечной системы колеблется в результате столкновений в поясе астероидов, которые создают семейство фрагментов, которые часто каскадом отправляются внутрь Солнечной системы.[10]

Геологическая история ударных кратеров

Кратер Бонневиль и Дух посадочный модуль марсохода

Геологическую историю Марса можно разделить на множество периодов, но следующие три основных периода:[11][12]

  • Ноевский период (названный в честь Ноахис Терра ): Образование самых старых из сохранившихся поверхностей Марса, от 4,5 до 3,5 миллиардов лет назад. Поверхности эпохи Ноаха изрезаны множеством крупных ударных кратеров. В Фарсида считается, что в этот период образовалась вулканическая возвышенность, с обширным затоплением жидкой водой в конце этого периода.
  • Гесперианский период (названный в честь Hesperia Planum ): От 3,5 миллиарда лет назад до 2,9–3,3 миллиарда лет назад. Гесперианский период отмечен образованием обширных лавовых равнин.
  • Амазонский период (названный в честь Amazonis Planitia ): 2,9–3,3 миллиарда лет назад по настоящее время. В регионах Амазонки мало удар метеорита кратеры, но в остальном они весьма разнообразны. Olympus Mons образовались в этот период вместе с потоками лавы в других местах Марса.

Марсианские ударные кратеры

Панорама Кратер Гусева, где Дух марсоход исследовал вулканические базальты

Дихотомия марсианской топографии поразительна: северные равнины, сглаженные потоками лавы, контрастируют с южными высокогорьями, изрытыми древними ударами. Исследования 2008 года представили доказательства в отношении теории, предложенной в 1980 году, согласно которой четыре миллиарда лет назад северное полушарие Марса было поражено объектом размером от одной десятой до двух третей размера Земли. Луна. Если это будет подтверждено, это сделает северное полушарие Марса местом ударного кратера длиной 10 600 км и шириной 8 500 км, или примерно на территории Европы, Азии и Австралии вместе взятых, что превосходит Южный полюс - бассейн Эйткена как крупнейший ударный кратер в Солнечной системе.[13][14]

Марс покрыт шрамами от ряда ударные кратеры: всего обнаружено 43 000 кратеров диаметром 5 км и более.[15] Самым крупным подтвержденным из них является Ударный бассейн Эллада, свет характеристика альбедо хорошо виден с Земли.[16] Из-за меньшей массы Марса вероятность столкновения объекта с планетой примерно вдвое меньше, чем у Земли. Марс расположен ближе к поясу астероидов, поэтому у него повышенная вероятность столкновения с материалами из этого источника. Марс также с большей вероятностью будет поражен кратковременным кометы, т.е. те, что находятся в пределах орбиты Юпитера.[17] Несмотря на это, на Марсе гораздо меньше кратеров по сравнению с Луной, потому что атмосфера Марса обеспечивает защиту от небольших метеоров. Некоторые кратеры имеют морфологию, которая предполагает, что земля стала влажной после падения метеора.[18]

Номенклатура ударных кратеров

Объекты на Марсе названы из разных источников. Черты Альбедо названы в честь классической мифологии. Кратеры размером более 60 км названы в честь умерших ученых, писателей и других людей, которые внесли свой вклад в изучение Марса. Кратеры размером менее 60 км названы в честь городов и деревень мира с населением менее 100 000 человек. Большие долины названы по слову «Марс» или «звезда» на разных языках; небольшие долины названы в честь рек.[19]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Барлоу, Н., Дж. Бойс, К. Корнуолл. Кратеры марсианского низкоаспектного слоистого выброса (LARLE): распределение, характеристики и связь с кратерами на пьедестале. Икар: 239, 186-200.
  2. ^ Барлоу, Надин (9 октября 2013 г.). «Ученые-планетологи открыли новый тип ударных кратеров на Марсе». Sci-News.com. Получено 13 октября 2013.
  3. ^ Barlow, NG; Бойс Дж. М. (2013). «Характеристики и происхождение марсианских кратеров с низким соотношением сторон слоистого выброса (LARLE)». Тезисы докладов AAS / Отдела планетарных наук. 400.02. 45.
  4. ^ Барлоу, Н., Дж. Бойс, К. Корнуолк. Кратеры марсианского низкоаспектного слоистого выброса (LARLE): распределение, характеристики и связь с кратерами на пьедестале. Икар: 239, 186-200.
  5. ^ Бойча, Дж., Л. Уилсона, Н. Барлоу. Происхождение внешнего слоя марсианских слоистых кратеров извержения с низким удлинением. Икар: 245, 263-272.
  6. ^ Проект изучения базальтового вулканизма. (1981). Базальтовый вулканизм на планетах земной группы; Pergamon Press, Inc .: Нью-Йорк, стр. 746. http://articles.adsabs.harvard.edu//full/book/bvtp./1981//0000746.000.html.
  7. ^ Consolmagno, G.J .; Шефер, М.В. (1994). Worlds Apart: Учебник по планетарным наукам; Prentice Hall: Englewood Cliffs, Нью-Джерси, стр. 56.
  8. ^ Френч, Б. (1998). Следы катастрофы: Справочник по ударно-метаморфическим эффектам в ударных структурах земных метеоритов; Симсоновский институт: Вашингтон, округ Колумбия, стр. 97. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/CB-954/CB-954.intro.html.
  9. ^ Карр, М. (2006) Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 23.
  10. ^ Боттке, ВФ; Вокроухлицкий Д. Несворный Д. (2007). «Распад астероида 160 млн лет назад как вероятный источник удара K / T». Природа. 449 (7158): 48–53. Bibcode:2007Натура 449 ... 48Б. Дои:10.1038 / природа06070. PMID  17805288.
  11. ^ Танака, К. Л. (1986). «Стратиграфия Марса» (PDF). Журнал геофизических исследований. 91 (B13): E139 – E158. Bibcode:1986JGR .... 91..139T. Дои:10.1029 / JB091iB13p0E139.
  12. ^ Хартманн, Уильям К .; Нойкум, Герхард (2001). «Хронология кратеров и эволюция Марса». Обзоры космической науки. 96 (1/4): 165–194. Bibcode:2001ССРв ... 96..165Ч. Дои:10.1023 / А: 1011945222010.
  13. ^ Йегер, Эшли (19 июля 2008 г.). «Удар, возможно, изменил Марс». ScienceNews.org. Получено 2008-08-12.
  14. ^ Образец, Ян (26 июня 2008 г.). «Катаклизм привел к разделению Марса на север и юг». Лондон: Science @ guardian.co.uk. Получено 2008-08-12.
  15. ^ Райт, Шон (4 апреля 2003 г.). «Инфракрасный анализ малых ударных кратеров на Земле и Марсе». Питтсбургский университет. Архивировано из оригинал 12 июня 2007 г.. Получено 2007-02-26.
  16. ^ "Глобальная география Марса". Окна во Вселенную. Университетская корпорация атмосферных исследований. 27 апреля 2001 г. Архивировано с оригинал 15 июня 2006 г.. Получено 2006-06-13.
  17. ^ Уэзерилл, Г. В. (1999). «Проблемы, связанные с оценкой относительной скорости воздействия на Марс и Луну». Земля, Луна и планеты. 9 (1–2): 227–231. Bibcode:1974, Луна .... 9..227Вт. Дои:10.1007 / BF00565406.
  18. ^ Костар, Франсуа М. (1989). «Пространственное распределение летучих веществ в гидролитосфере Марса». Земля, Луна и планеты. 45 (3): 265–290. Bibcode:1989EM&P ... 45..265C. Дои:10.1007 / BF00057747.
  19. ^ Названия планет: категории для именования элементов планет и спутников. Planetarynames.wr.usgs.gov. Проверено 1 декабря 2011.