Soi (krater)

så jeg
lat.  så jeg

Radarbillede af " Cassini " (21. maj 2009)
Egenskaber
Diameter78±2 [1] [2] (75 [3] ) km
TypeStød 
Største dybde110±100 [1] (242±115 [2] ) m
Navn
Eponymså jeg 
Beliggenhed
24°18′ N. sh. 140°54′ V  / 24,3 ° N sh. 140,9°V d. / 24,3; -140,9
Himmelsk kropTitanium 
rød prikså jeg

Soi ( lat.  Soi ) er et 78 kilometer [1] [2] nedslagskrater beliggende på Saturns største måne  , Titan . Det er det syvende største (pr. april 2015) nedslagskraterTitan , samt krateret med den fladeste og mest jævne bund på Titan.

Geografi og geologi

Kraterkoordinaterne er 24°18′ N. sh. 140°54′ V  / 24,3  / 24,3; -140,9° N sh. 140,9°V d. . Mod sydvest er to områder af Titan - det lyse område af Dilmun , såvel som det mørke område af Shangri-La . Syd for den er der mange faculae af Titan , og mod nordøst er Ara-strømmen . Den har en usædvanlig flad og jævn bund.

Til dato har Cassini-rumfartøjet , der kredser om Saturn, undersøgt Titans overflade, når den nærmer sig den, hvilket har bekræftet tilstedeværelsen af ​​ti store kratere på overfladen (fra april 2015).

Titans tætte atmosfære af nitrogen forhindrer dannelsen af ​​et krater med en diameter på mindre end 20 km, fordi meteoritten når at brænde op i atmosfæren under faldet, uden at nå overfladen. I 2007 blev det annonceret, at Cassini i løbet af de næste syv år ville udføre radar af Titans overflade, og håbet blev udtrykt om at finde nye kratere i forbindelse med kortlægningen af ​​omkring 50 % af dens overflade [4] .

Kraterbund

Der er flere geologiske processer, der kan forklare det usædvanligt flade gulv i Soi-krateret. Undersøgelserne blev udført ved hjælp af Cassinis radar og VIMS - instrument sammen med stereohøjdemodellering og sammenligninger med andre himmellegemer [2] .

Viskøs afslapning

Viskøs afslapning er en af ​​de kendte mekanismer, der kan ændre topografien og reducere dybden af ​​et krater på en iskolt satellit. Kratere større end 10 km i diameter på Ganymedes viser en række afslapningstilstande, der opstod fra friske kratere med mere dæmpet topografi og mere ujævn bund. Men givet temperaturen på Titans nedre overflade (-178°C versus -153°C), beregnes viskøse afslapninger på Titan til at forårsage mindre end 3 procent terrænændring for kratere større end 125 km i diameter . Soi viser ingen tegn på ujævn bund (bundtopografi varierer kun med ~ 40 m ). Det er dog svært helt at udelukke tyktflydende afslapning, der kan ændre topografien af ​​et hvilket som helst Titan-nedslagskrater [2] .

Væskeeksponering

Tilstedeværelsen af ​​væske på overfladen og nær det underjordiske lag af et himmellegeme kan også forårsage en kraftig ændring i kraterets form. Væskeformede kratere på Jorden har ikke nogen væsentlig topografisk overflade, da løst konsoliderede, vandmættede sedimenter styrter ned i krateret kort efter dets dannelse. En af de mest spændende analoger er nedslagskrater Lown Hill i Queensland Australien Ligesom Soi-krateret har det en lys ring og et mørkt indre på radarbilleder, med én undtagelse: bundtopografien varierer med ~ 20−40 m . Der er dog en mærkbar sammensætningsforskel mellem kalkstenssedimenterne, som danner en lys ring på radarbilleder, og skiferstensbasen fundet inde i krateret. Hvis en sådan proces skulle finde sted på Titan , kunne vi forvente en lignende sammensætningskontrast, med rige organiske sedimenter, der danner en ring og en isrig klippebase i dette krater. Observationer lavet med Cassinis VIMS - instrument viser den modsatte tendens - en isrig ring med et organisk rigt indre inde i krateret. Således er teorien om væskevirkning udelukket [2] .

Kratergulvsfyldning med produkter fra kryovulkanudbrud

Morfologisk ligner Soi nogle venusiske kratere med ru og lyse kanter (kanter, vægge) på radarbilleder, jævnt fyldt med mørk lava på radarbilleder . Hvis områder af Titans overflade blev oversvømmet med næsten en kilometer lava, så ville man forvente, at andre og tilstødende kratere på samme måde ville blive oversvømmet af det. Det nærmeste krater med målbar topografi, Aphecanus , er ~ 2500 km væk og ~ 500-700 m lavere end et typisk krater på Ganymedes i forhold til dets størrelse (~50-60% relativ forskel). Selvom kryovulkaner sandsynligvis vil bryde ud i materialer med iset sammensætning, kan det organiske nedfald, der vasker dette materiale fra kraterets rande, senere dække hele kraterets overflade. Vi kan således ikke udelukke teorien om fyldningen af ​​kraterbunden med produktet af kryovulkanudbrud som en mulig mekanisme til at ændre Soi-kraterets topografi [2] .

Fyld bunden af ​​krateret med kulbrintesand

Foreløbig undersøgelse af Titans kratere afslørede, at fordelingen af ​​kratere i dybden svarer til den måde, overfladen ændrer sig på, hvis hastighed er konstant over tid, for eksempel eoliske aflejringer. Simple eoliske aflejringer har en tendens til at efterlade randen af ​​krateret stort set fri for aflejringer, mens midten af ​​krateret bliver fyldt med disse aflejringer, som yderligere danner en parabolsk høj. Af forholdet mellem højden af ​​kraterets rande og dets diameter følger det, at højden af ​​Soi-kraterets rande uden ændringer skal være mellem 0,3 og 1,2 km, hvilket overstiger den observerede dybde af krateret med 0,24 ± 0,11 km. Spektrene af krateroverfladen taget med VIMS- instrumentet er heller ikke i overensstemmelse med fyldningen af ​​krateret med "brunt" kulbrintesand, kun hvis dette sand ikke efterfølgende blev dækket af atmosfærisk nedbør. Aktive eoliske aflejringer kan således ikke forklare Soi-kraterets topografiske profil, men denne teori kan ikke helt udelukkes [2] .

Fyldning af kraterbunden med fluviale sedimenter

Floderosion er absolut en vigtig proces på Titan , da billeder fra Cassini -rumfartøjet viser en rig verden med store netværk af kanaler og dale. Simuleringer af Mars kraterudvikling viser, at fluviale ændringer fylder kraterbunden, mens kanten af ​​krateret gradvist eroderes væk. For at bestemme, i hvilket omfang fluviale ændringer kan ændre dybden af ​​kratere på Titan , brugte forskerne en krateroverfladesimuleringsmodel baseret på et krater på Ganymedes , der i størrelse svarer til Soi. De fulgte ændringen i den relative dybde af krateret, R=1-d(t=ti)/d(t=0), over tid, og beregnede fyldningshastigheden, som falder over tid, den flader ud ved R ~ 0,8 - skråningerne af krateret er faldende, og arealet af sedimentzonen i bunden af ​​krateret stiger. Således kan fluviale ændringer alene ikke forklare Soi-kraterets bundtopografi. Den organiske belægning observeret på overfladen af ​​krateret kan forklares med organiske sedimenter, der skylles væk fra kraterets omgivende van-is rand [2] .

Eponym

Krateret er opkaldt efter Soi , visdommens gud i melanesisk mytologi ( Ny Irland , Papua Ny Guinea ) [3] . Dette navn blev godkendt af International Astronomical Union i 2012 [3] .

Se også

Noter

  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. Kratertopografi på Titan: Implikationer for landskabsudvikling  (engelsk)  // Icarus . — Elsevier , 2013. — Vol. 223, nr. 1 . — S. 82–90. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.11.030 . — . Arkiveret fra originalen den 26. juli 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. Det usædvanlige krater Soi på Titan: mulige forvationsscenatios  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 2013. - S. 2. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016.
  3. 1 2 3 Soi  krater . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (3. februar 2012). Hentet 11. april 2015. Arkiveret fra originalen 11. april 2015.
  4. Impact Cratering II / RD Lorenz, CA Wood, JI Lunine, SD Wall, RM Lopes, KL Mitchell, F. Paganelli, YZ Anderson, ER Stofan og Cassini RADAR Team. - Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 2007. - S. 1. - 2 s. Arkiveret 24. december 2013 på Wayback Machine

Links