Suprafața Callisto

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

1leftarrow blue.svg Vocea principală: Callisto (astronomie) .

Crater Plain (Amabilitatea NASA / JPL-Caltech)

Suprafața antică din Callisto este una dintre cele mai puternic craterate din sistemul solar [1], iar densitatea craterelor este aproape de limita de saturație, deoarece fiecare crater nou va tinde să erodeze unul anterior. De fapt, craterele de impact și inelele lor concentrice - împreună cu fracturile , escarpările și depozitele asociate în mod obișnuit cu acestea - sunt singura structură prezentă pe Callisto; [2] [3] geologia la scară largă este relativ simplă: nu există munți mari sau alte trăsături proeminente care să fie dovezi ale activității tectonice din trecut. [3] Acest lucru se poate datora naturii de gheață a suprafeței calistiene, unde craterele și munții mai mari sunt obliterate de fluxul de gheață în timpul perioadelor geologice.

Suprafața lui Callisto poate fi împărțită în mai multe părți geologice diferite: câmpiile craterului, câmpiile ușoare, câmpiile luminoase sau netede și diverse complexe asociate craterelor și inelelor lor concentrice. [2] [3] Câmpiile craterului alcătuiesc cea mai mare parte a suprafeței și sunt ceea ce rămâne din vechea litosferă , o colecție de materiale de gheață și roci. Au un albedo mediu de 0,2. [2] Câmpiile ușoare sunt circulare sau eliptice și au un albedo puțin mai înalt decât câmpiile craterelor. Printre acestea se numără unele cratere de impact, cum ar fi Burr și Lofn , rămășițele decolorate ale craterelor vechi, denumite palimpseste , părțile centrale ale structurilor inelare și petele izolate din câmpiile craterului. [2] Se crede că câmpiile palide sunt depozite de gheață create ca urmare a unui impact. Câmpiile luminoase și netede reprezintă doar o mică parte din suprafața Ganymede și sunt prezente în zonele din Valhalla și Asgard, unde depresiunile alternează cu ridurile suprafeței și ca pete izolate în câmpiile craterului. Se credea că sunt legate de activitatea endogenă, dar imaginile de înaltă rezoluție colectate de nava spațială Galileo au indicat faptul că sunt corelate cu solurile puternic fracturate și noduroase, care nu prezintă semne de reapariție a materialului. [2] Imaginile din nava spațială Galileo au arătat, de asemenea, zone mici, netede și întunecate care acoperă în total mai puțin de 10.000 km 2 , care par să înconjoare [4] terenul înconjurător. Ar putea fi depozite criovolcanice . [2] Atât regiunile mai deschise, cât și cele netede și luminoase sunt oarecum mai tinere și mai puțin craterate decât câmpiile craterului din fundal. [2] [5]

Craterul de impact Hár cu un relief central (Amabilitatea NASA / JPL-Caltech)

Diametrele craterelor de impact variază de la 0,1 km - o limită impusă de rezoluția imaginilor disponibile astăzi pe suprafața Callisto - și mai mult de 100 km, fără a lua în calcul structurile inelare concentrice. [2] Craterele cu un diametru mai mic de 5 km au forma unui castron cu fundul plat. Cei între 5 și 40 km au, în general, un vârf central. Structurile de impact mai mari cu diametre cuprinse între 25-100 km au o cavitate centrală în locul vârfului, cum ar fi craterul Tindr . [2] Cele mai mari cratere cu un diametru mai mare de 60 km pot avea reliefuri menționate cupola centrală (cupola), despre care se crede că ar rezulta dintr-un impact tectonic de ridicare ulterioară [2] ; Craterele Doh și Har pot fi menționate ca exemplu. Un număr mic de cratere de impact luminoase și mari - cu diametrul de peste 100 km - prezintă geometrii anormale ale reliefurilor centrale, care sunt ciudat de mici și apar elemente destul de tranzitorii spre formarea structurilor inelare concentrice. Un exemplu de caz este craterul Lofn . [2] Craterele de pe Callisto sunt în general mai puțin adânci decât cele de pe Lună .

Structura inelului concentric al Valhalla (Amabilitatea NASA / JPL-Caltech)

Cele mai mari structuri de impact de pe suprafața lui Callisto sunt bazinele inelare concentrice. [2] [3] Două în special ating dimensiuni enorme: Valhalla , cea mai mare, are o regiune centrală strălucitoare de 600 km în diametru și inele concentrice care ajung la 1500 km de centru (a se vedea figura din lateral); [6] al doilea, Asgard , are un diametru exterior de 1400 de kilometri. [6] Structurile cu inele concentrice sunt probabil derivate, în urma unui impact, din fracturarea concentrică a unei litosfere care se sprijină pe un material moale sau poate lichid, posibil chiar și pe un ocean. [7] Catenae - de exemplu Gomul Catena - sunt lanțuri lungi de cratere de impact aliniate la suprafață. Probabil au fost originate din obiecte care au fost fragmentate de forțele de maree ale lui Jupiter înainte de a cădea pe Callisto. [2] Structuri similare sunt prezente și pe suprafața Ganymedei . Mai mult, cometa Shoemaker-Levy 9 reprezintă un exemplu recent al unui corp ceresc care, capturat de Jupiter, nu putea rezista forțelor de maree ale planetei, spărgându-se în 21 de fragmente înainte de a cădea pe planeta însăși. [8]

Pe suprafața din Callisto există mici pete de gheață de apă pură, cu un albedo de 80%, înconjurat de material mult mai întunecat. [9] Imaginile de înaltă rezoluție colectate de nava spațială Galileo au arătat că astfel de structuri sunt poziționate în mod predominant pe cotele de suprafață: marginile craterelor, escarpările, crestele și ondulațiile solului. [9] Savanții cred că sunt depozite de îngheț de apă. Materialul întunecat, care pare neted, este prezent în general în zonele joase din jurul structurilor luminoase. De multe ori formează structuri care ating diametrul de 5 km în fundul craterelor și în depresiunile dintre ele. [9]

Alunecări de teren și mici valuri în sol (Amabilitatea NASA / JPL-Caltech)

Pe scara kilometrică, suprafața Callisto este mai degradată decât suprafețele celorlalți sateliți Medicean . [9] De obicei, există un deficit al numărului de cratere mici, cu un diametru mai mic de un kilometru, comparativ, de exemplu, cu câmpiile întunecate de pe Ganymede . [2] În loc de cratere mici, caracteristicile suprafeței aproape omniprezente sunt mici ondulații și gropi. [9] Savanții cred că undele sunt rămășițele marginilor craterului degradate de un proces încă necunoscut. [10] Cel mai probabil candidat este sublimarea lentă a gheții, care este permisă la temperaturi peste 165 K , care poate fi atinsă când Soarele este la prânz. [9] Sublimarea apei sau a altor substanțe volatile din gheața murdară care constituie baza, determină descompunerea acesteia, în timp ce reziduurile formează avalanșe de moloz care coboară de pe pereții craterului. [10] Astfel de avalanșe au fost observate în vecinătatea și în interiorul craterelor de impact și au fost denumite „șorțuri de resturi” (sorturi de resturi). [2] [9] [10] Unii pereți ai craterului sunt tăiați de incizii sinuoase care par văi, numite „drenuri” (gully), care seamănă cu unele structuri de suprafață marziane . [9] În ipoteza că sublimarea gheții a determinat caracteristicile suprafeței observate astăzi pe Callisto, materialul întunecat observat în depresiuni poate fi interpretat ca o acoperire compusă din resturi, provenind din degradarea marginilor craterului și care are a acoperit o bază predominant de gheață.

Vârsta relativă între diferitele unități de suprafață poate fi determinată de densitatea craterelor de impact din fiecare dintre ele. Cu cât suprafața este mai veche, cu atât este mai densă populația de cratere. [11] Datarea completă nu a fost încă efectuată, dar pe baza considerațiilor teoretice, se estimează o vârstă de ~ 4,5 miliarde de ani pentru câmpiile craterului. Prin urmare, ele pot fi urmărite până la formarea sistemului solar. Datarea structurilor inelare concentrice și a craterelor cu impact unic depinde de rata de craterizare adoptată pentru fundal și diferite vârste sunt estimate de către diferiți cercetători, în general între 1 și 4 miliarde de ani. [1] [2]

Notă

  1. ^ a b K. Zahnle, Dones, L., Cratering Rates on the Galilean Satellites ( PDF ), în Icarus , vol. 136, 1998, pp. 202–222, DOI : 10.1006 / icar.1998.6015 (arhivat din original la 27 februarie 2008) .
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p R. Greeley, Klemaszewski, JE; Wagner, L.; și colab. , Galileo views of the geology of Callisto , în Planetary and Space Science , vol. 48, 2000, pp. 829–853, DOI : 10.1016 / S0032-0633 (00) 00050-7 .
  3. ^ a b c d Bender, KC; Orez, JW; Wilhelms, DE; Greeley, R., Geological map of Callisto , US Geological Survey, 1997.
  4. ^(EN) to embay: strângeți sau reparați, cum ar fi într-un golf.
  5. ^ R. Wagner, Neukum, G; Greeley, R; și colab. , Fracturi, Scarps și Liniaments pe Callisto și corelația lor cu degradarea suprafeței ( PDF ), la a 32-a Conferință anuală de știință lunară și planetară , 12-16 martie 2001.
  6. ^ a b Harta foto-mozaică controlată a Callisto JC 15M CMN , la geopubs.wr.usgs.gov , US Geological Survey, 2002. Accesat la 15 februarie 2009 .
  7. ^ JA Klemaszewski, Greeley, R., Geological Evidence for an Ocean on Callisto ( PDF ), su lpi.usra.edu , Lunar and Planetary Science XXXI, 2001, 1818.
  8. ^ Cometa Shoemaker-Levy 9 Collision with Jupiter , at nssdc.gsfc.nasa.gov , National Space Science Date Center, NASA , februarie 2005. Accesat la 26 august 2008 .
  9. ^ a b c d e f g h Jeffrey M. Moore, Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et.al., Callisto ( PDF ), în Bagenal, F; Dowling, TE; McKinnon, WB (eds), Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge University Press, 2004.
  10. ^ a b c Jeffrey M. Moore, Asphaug, Erik; Morrison, David; et.al., Mișcarea în masă și degradarea formelor de relief pe sateliții galileni înghețați: rezultatele misiunii nominale Galileo , în Icarus , vol. 140, 1999, pp. 294-312, DOI : 10.1006 / icar.1999.6132 .
  11. ^ CR Chapman, Merline, WJ; Bierhaus, B.; et.al.,Populations of Small Craters on Europa, Ganymede și Callisto: Initial Galileo Imaging Results ( PDF ), su lpi.usra.edu , Lunar and Planetary Science XXXI, 1997, 1221.

linkuri externe

Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar