WikiDer > Кратер вала

Rampart crater
Кратер вала Юты и его выброс. Это классифицируется как многослойный кратер выброса.

Кратеры вала это особый тип кратер от удара которые сопровождаются отличительными псевдоожиженный выбросить особенности, найденные в основном на Марс. На Земле известен один пример: Nördlinger Ries ударная конструкция в Германии.[1] Кратер вала представляет собой выброс с невысоким гребнем по краю. Обычно кратеры валов имеют лопастную внешнюю границу, как если бы материал двигался по поверхности, а не летел вверх и вниз по баллистической траектории. Иногда потоки отклоняются от небольших препятствий, вместо того, чтобы падать на них. Выбросы выглядят так, как будто они движутся как селевой поток. Некоторые формы кратеров на валу можно воспроизвести, стреляя снарядами по грязи. Хотя кратеры на валу можно найти по всему Марсу, более мелкие из них можно найти только в высоких широтах, где, по прогнозам, лед находится близко к поверхности. Кажется, что удар должен быть достаточно мощным, чтобы проникнуть до уровня подповерхностного льда. Поскольку считается, что лед находится близко к поверхности в широтах, удаленных от экватора, для достижения уровня льда не требуется большого удара.[2] На основе изображений из Программа викингов В 1970-х годах было принято считать, что кратеры на валах являются свидетельством наличия льда или жидкой воды под поверхностью Марса. Удар плавит или вскипает воду в недрах, создавая характерный узор материала, окружающего кратер.

Райан Швегман описал кратеры двухслойного выброса (DLE), показывающие два отдельных слоя выброса, которые, по-видимому, образовались в виде подвижного, прилегающего к земле потока. Его измерения показывают, что подвижность выброса (расстояние, на которое выбросы проходят от края кратера) обычно увеличивается с увеличением широты и может отражать сплоченность льда. То есть чем выше широта, тем больше льда. Лопастность (криволинейная форма периметра выброса) обычно уменьшается с увеличением широты. Более того, DLE на осадочном грунте, кажется, демонстрируют более высокую подвижность выбросов, чем на вулканических поверхностях.[3]

Подробное обсуждение различных типов марсианских кратеров, включая двухслойные кратеры выброса (кратеры вала), можно найти в статье Дэвида Вайса и Джеймса Хеда за 2014 год.[4]

Однослойные кратеры выброса

Кратер вала типа однослойный выброс. Стрелками обозначен внешний край, называемый валом.
Кратер Пунска, как видно камерой CTX (на ТОиР).

Однослойные кратеры выброса - это один из типов кратеров вала. У них есть одна лопасть выброса, которая простирается на 1–1,5 радиуса кратера от края кратера. Они имеют средний диаметр 10 км. Хотя они присутствуют на всех широтах, они чаще всего встречаются у экватора. Их средний размер увеличивается по мере удаления от экватора. Было высказано предположение, что эти типы кратеров образуются в результате удара о ледяной грунт. В частности, это удар, который не проходит полностью через ледяной слой. Увеличение размеров вдали от экватора объясняется возможной большей толщиной ледяного слоя вдали от экватора.[5]

Двух- и многослойные кратеры выброса

Однослойные кратеры выброса проникают только в верхний ледяной слой, как показано слева. Многослойные кратеры выброса проходят через ледяной слой и частично попадают в нижний, свободный ото льда слой (справа).

Другой тип кратера вала называется кратер двухслойного выброса (DLE). Он отображает две доли выброса. С ними связаны кратеры (MLE), которые имеют более 2 или более слоев выбросов. Они больше, чем однослойные кратеры выброса, и имеют средний диаметр 22 км. Их выбросы находятся на расстоянии около 2,2 радиуса от края кратера. Они более сконцентрированы около экватора (в основном между 40 градусами от экватора).

Steinheim кратер, показывающий более одного слоя выбросов. Эти кратеры называются двухслойными выбросами.

Факты заставляют исследователей полагать, что они возникают в результате удара, проходящего через ледяной слой в каменистый слой. Ближе к экватору их может быть больше, потому что ледяной слой там не такой толстый; следовательно, большее количество ударов будет проходить через ледяной слой в каменистый слой. На всех широтах они больше, чем кратеры однослойных выбросов. Ледяной слой получил разные названия: криосфера, вечная мерзлота и ледяная криосфера.

Вид снизу посадочного модуля Phoenix в направлении южной подножки, демонстрирующий неоднородные участки яркой поверхности, которая позже была подтверждена как водяной лед, как это было предсказано теорией и обнаружено Марс Одиссея.

Исследователи проанализировали распределение обоих этих кратеров, чтобы определить толщину ледяного слоя, который может окружать всю поверхность Марса. Глубина кратера составляет около одной десятой его диаметра. Так что, измерив диаметр, можно легко определить глубину. Они нанесли на карту положение и размер всех этих кратеров, а затем определили максимальный размер однослойных кратеров и наименьший размер многослойных кратеров для каждой широты. Помните, что однослойный кратер выброса не проникает сквозь ледяной слой, а многослойный - проникает. Среднее из них должно дать толщину ледяного слоя. На основе такого анализа они определили, что ледяной слой или криосфера варьируется от 1,3 км (экватор) до 3,3 км (полюса). Это большое количество замороженной воды. Если принять 20% порового пространства, это будет равно 200 метрам воды, распространяющейся по всей планете.[6]

Посадочный модуль Феникс подтвердил существование большого количества водяного льда в северных регионах Марса. Это открытие было предсказано теорией и было измерено с орбиты инструментами Mars Odyssey, поэтому идея о том, что размер кратера на валу показывает глубину до льда, была подтверждена другими космическими зондами. На изображении ниже, полученном с посадочного модуля "Феникс", показан лед, обнаженный спусковыми двигателями.

Обычно это небольшие кратеры, обнаруженные на крайнем севере или юге планеты.

Кратеры от блинов

Кратер от блинов. Обратите внимание на плоскую вершину и отсутствие видимого вала.

В ходе миссии «Маринер и Викинг» был обнаружен тип кратера, который получил название «блинный кратер». Он похож на кратер вала, но не имеет вала. Выброс плоский по всей площади, как блин. В более высоких разрешениях он напоминает двухслойный кратер, который разрушился. Эти кратеры находятся на тех же широтах, что и двухслойные кратеры (40–65 градусов).[7] Было высказано предположение, что это всего лишь внутренний слой двухслойного кратера, в котором внешний тонкий слой подвергся эрозии.[8] Кратеры, классифицированные как блины на изображениях викингов, оказались двухслойными кратерами, когда их увидели более поздние космические аппараты с более высоким разрешением.[9][10]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Штурм, Себастьян; Вульф, Гервин; Юнг, Дитмар; Кенкманн, Томас (2013). «Удар Риса, двухслойный кратер от вала на Земле». Геология. 41 (5): 531–534. Bibcode:2013Гео .... 41..531S. Дои:10.1130 / G33934.1.
  2. ^ Хью Х. Киффер (1992). Марс. Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Получено 7 марта 2011.
  3. ^ Швегман, Р. 2015. МОРФОЛОГИЯ И МОРФОМЕТРИЯ ДВУХСЛОЙНЫХ КРАТЕРОВ EJECTA НА МАРСЕ. Школа аспирантуры и докторантуры Лондонского университета Западного Онтарио, Онтарио, Канада.
  4. ^ Weiss, D., J. Head. 2014. Подвижность слоистых выброшенных кратеров на Марсе: оценка влияния снежных и ледяных отложений. Икар: 233, 131–146.
  5. ^ Хед Дж., Д. Вайс. 2017. Свидетельства о стабилизации ледяной кристаллизации в более ранней марсианской истории: последствия для нынешнего обилия грунтовых вод на глубине Марса. Икар: 288, 120–147.
  6. ^ Хед Дж., Д. Вайс. 2017. Доказательства стабилизации замороженной льдом криосферы в более ранней марсианской истории: последствия для нынешнего изобилия грунтовых вод на глубине Марса. Икар: 288, 120–147.
  7. ^ Mouginis-Mark, P. 1979. Морфология марсианского флюидизированного кратера: вариации в зависимости от размера кратера, широты, высоты и материала цели. Журнал геофизических исследований Solid Earth: 84, 8011–8022.
  8. ^ Костард, Ф. 1989. Пространственное распределение летучих веществ в гидролитосфере Марса, ЗЕМЛЕ, ЛУНЕ И ПЛАНЕТАХ: 45, 265–290.
  9. ^ Барлоу, Н. МАРТИАН УДАРНЫЕ КРАТЕРЫ И ИХ ПОСЛЕДСТВИЯ ДЛЯ ЦЕЛЕВЫХ ХАРАКТЕРИСТИК.
  10. ^ Киффер, Х. и др. 1992. Марс. University of Arizona Press, Тусон

внешняя ссылка