Cleopatra (cráter)

cleopatra
lat.  cleopatra

Imagen de radar tomada por la nave espacial Magellan . En la parte superior derecha, se ve un canal que emerge del cráter (valle de Anuket). Los flujos de lava que una vez fluyeron sobre él se extienden más allá de los bordes de la imagen.
Características
Altura6800m
Diámetro105 [1]  kilómetros
Tipo deChoque 
mayor profundidad2500 [2]  m
Nombre
epónimocleopatra
Ubicación
65°48′ N. sh. 7°06′ E  / 65.8 ° N sh. 7,1° pulg. d. / 65,8; 7.1
Cuerpo celestialVenus 
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Cleopatra ( del lat.  Cleopatra ) es uno de los cráteres de impacto más grandes de Venus [3] [4] . Ubicado en las montañas Maxwell a una altitud de 6,8 km [1] , lo que lo convierte en el cráter grande más alto del planeta [5] (solo el pequeño cráter Hamuda se encuentra arriba ) [6] . Tiene una estructura compleja: dentro de una cavidad con un diámetro de unos 100 km hay una depresión la mitad de grande, desde la cual se extiende un canal sinuoso de varios kilómetros de ancho más allá del cráter. Aproximadamente 3000 km 3 de lava una vez fluyeron de Cleopatra a través de este canal , cuyos flujos se extendieron por cientos de kilómetros y llenaron muchos valles con un área total más grande que el cráter mismo [7] [8] [5] [9] . Aparentemente, esta fue la razón de su profundidad sorprendentemente grande, más del doble de lo habitual para cráteres de este diámetro [10] [2] [7] .

Investigación y naming

Este cráter fue descubierto en imágenes de radar tomadas en el observatorio de Arecibo [11] (según otras fuentes, gracias a las mediciones de altimetría del aparato Pioneer-Venus-1 , que fue el primero en realizar el radar de Venus desde la órbita [2] ). Las naves espaciales Venera-15 y Venera-16 recibieron datos más detallados en 1983-1984 [12] . Magellan , que exploró Venus en 1990-1994, obtuvo imágenes de esta área con una resolución de 120 m [13]  , la mejor desde 2013.

El cráter lleva el nombre de la reina egipcia Cleopatra . En un principio recibió el nombre de "Cleopatra Patera" ( lat.  Cleopatra Patera ) [14] [15] [12] , pero luego pasó a llamarse Cleopatra Crater ( Cleopatra ). Este nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional en 1992 [16] .

Descripción

Cleopatra se encuentra en la ladera oriental de las montañas Maxwell , y la altura de su borde disminuye hacia el este [17] [18] . Las crestas paralelas que componen el sistema montañoso están mal trazadas en las cercanías del cráter: probablemente se cubrieron con eyecciones durante su formación [17] [12] . El espesor de la capa de estos sedimentos, aparentemente, alcanza cientos de metros [8] y, por lo tanto, es comparable a la profundidad de los valles que separan las cordilleras [19] . Las eyecciones rodean el cráter en un anillo irregular [13] : en el norte y el sur se pueden rastrear hasta unos 210 km del centro, y en el oeste y el este - hasta 130 km [8] . En comparación con otros cráteres venusinos, Cleopatra tiene pocos [20] . No tiene un halo oscuro característico de los sedimentos en absoluto [1] .

El diámetro de la cuenca exterior es de unos 100 km (según diversas estimaciones, 95 [12] , 105 [13] o 108 [7] ), y el interior es de 45 a 55 km [8] [12] . Están separados por una muralla irregular [2] [8] . La profundidad de la depresión exterior es de 1,5 km, y la interior es otro kilómetro más [12] . Así, la profundidad máxima del cráter es de unos 2,5 km [2] [21] (según diversas estimaciones, 2,4 [10]  –2,6 km [7] ), o el 2,5% del diámetro. Esto es sorprendentemente grande: 1,5 km más que los cráteres de impacto venusianos ordinarios de este diámetro [10] .

En las imágenes de radar , el cráter se resalta en un color oscuro y la cavidad interior es más oscura que la exterior. Aparentemente, esto se debe a que su fondo es muy liso (si el haz del radar no se dirige perpendicularmente a la superficie, la superficie lisa refleja relativamente poca energía hacia el receptor) [2] [20] . También hay muchas menos irregularidades a gran escala [22] . El área oscura exterior no llena completamente la cavidad exterior: en el noroeste de Cleopatra (donde la altura de su fondo es máxima [18] [22] ) no llega al borde del cráter [22] , y su límite aquí discurre a sólo 15 km del límite interior. En la parte sur del cráter, esta distancia alcanza los 35 km [8] .

Un canal sinuoso de varios kilómetros de ancho emerge de la cavidad interior, que se extiende hacia el noreste, hacia la tessera Fortuna . Fue nombrado "Valle Anuket " ( lat.  Anuket Vallis ) en honor a la antigua diosa egipcia del Nilo [23] . Después de pasar unos 100 kilómetros, pasa a flujos de lava congelada, que se ramifican y divergen en diferentes direcciones. Llenan muchos valles al este de las montañas Maxwell y al oeste de Tessera of Fortuna, y en algunos lugares cubren las crestas de las cordilleras [8] . El área total de estos flujos es de 10 a 20 mil km2 [ 7] [15] ( 1,5 a 2 veces el área del cráter). Su longitud máxima (de noroeste a sureste) es de 400 km, y la distancia máxima desde el centro del cráter es de 300 km [24] [8] .

Origen

La forma de Cleopatra es muy peculiar, y su origen no quedó claro de inmediato: causó controversia entre los planetólogos durante más de 12 años [2] . Algunos lo interpretaron como un cráter de impacto , y otros, como uno volcánico , y para ambos parece extraño [10] . En particular, para un cráter de impacto, la discrepancia entre los centros de las partes interior y exterior, la gran profundidad y los extensos flujos de lava [2] [15] parecen extraños .

El problema se aclaró solo con la recepción por parte de Magellan en 1991 de imágenes de radar detalladas [2] . Cleopatra aún resultó ser un cráter de impacto. Así lo indica el característico anillo de emisiones y la presencia de un doble eje [13] [19] [7] [21] . Este cráter apareció, a juzgar por su buena conservación, ya después de la formación de las Montañas Maxwell [13] [19] [9] (aunque es posible que se produjeran algunos cambios posteriormente en su vertiente opuesta). Los cráteres de este tamaño ocurren en Venus con una frecuencia promedio de menos de 1 cada 100 millones de años [8] .

La lava que una vez fluyó de Cleopatra cubre un área muy grande. Según algunas estimaciones, es demasiado para ser explicado únicamente por la energía del impacto de un asteroide . Puede haber causado actividad volcánica en el cráter [2] [13] (en cuyo caso es el ejemplo más conocido de vulcanismo inducido por impacto [25] ). Según otras estimaciones, el impacto en sí fue suficiente para derretir tal volumen de rocas (en Venus, cuando cae un asteroide, se forma una cuarta parte más de fusión que en la Tierra, y tres veces más que en la Luna) [7] . Según algunos cálculos, la temperatura en el interior de Venus no aumenta con la profundidad tan rápidamente como para que un impacto de este tipo pueda desencadenar procesos volcánicos [25] [26] .

En cualquier caso, la inusual profundidad de Cleopatra probablemente se deba a la salida de una gran cantidad de materia [2] [7] , facilitada por la gran pendiente del terreno [25] . Su volumen excede el esperado en aproximadamente 3.000 km 3  - la misma masa fundida que, según algunas estimaciones, debería haber aparecido durante la formación de un cráter de su diámetro [7] . Parte de este derretimiento permaneció en el cráter, lo que hizo que su fondo fuera bastante suave, pero la mayor parte se filtró. Penetrando a través de una brecha en el pozo, fluyó a lo largo de las laderas de las Montañas Maxwell, formó el Valle Anuket e inundó las tierras bajas circundantes. Con base en el volumen de fusión mencionado y el área observada de flujos que emergen del cráter, su profundidad promedio se estima en 250 m [7] .

La capacidad del impacto de un asteroide para causar la fusión de un gran volumen de rocas puede significar que estas rocas están cerca de la temperatura de fusión y, por lo tanto, son frágiles. Esto plantea la pregunta de por qué las altas montañas que construyeron aún no se han derrumbado. Quizás el hecho es que las fuerzas que los formaron todavía están activas, y la corteza del planeta allí continúa arrugándose en pliegues [8] .

Notas

  1. ↑ 1 2 3 Cleopatra._  _ _ Base de datos del cráter de Venus . Instituto Lunar y Planetario (2013). Consultado el 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Basilevsky AT, Schaber GG Cleopatra Crater on Venus: Happy Solution of the Volcanic vs. Controversia del cráter de impacto  (inglés)  // Resúmenes de la Conferencia de ciencia lunar y planetaria: revista. - 1991. - vol. 22 , núm. 1 . - Pág. 59-60 . - .
  3. ↑ Cráteres de Venus por diámetro descendente  . Base de datos del cráter de Venus . Instituto Lunar y Planetario (2013). Consultado el 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013.
  4. ↑ Venus : Cráter, cráteres  . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Grupo de trabajo de la Unión Astronómica Internacional (IAU) para la nomenclatura del sistema planetario (WGPSN). Consultado el 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013.
  5. ↑ 1 2 Keep M., Hansen VL Historia estructural de Maxwell Montes, Venus: Implicaciones para la formación del cinturón montañoso de Venus  //  Revista de investigación geofísica : diario. - 1994. - vol. 99 , núm. E12 . - Pág. 26015-26028 . -doi : 10.1029/ 94JE02636 . — . Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013. Copia archivada (enlace no disponible) . Consultado el 11 de noviembre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013. 
  6. ↑ Hamuda._  _ _ Base de datos del cráter de Venus . Instituto Lunar y Planetario (2013). Consultado el 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Grieve RAF, Cintala MJ Impact Melting on Venus: Algunas consideraciones para la naturaleza del registro de cráteres  // Icarus  :  diario. - Elsevier , 1995. - Vol. 114 , núm. 1 . - Pág. 68-79 . -doi : 10.1006 / icar.1995.1044 . — .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Kaula WM, Bindschadler DL, Grimm RE, Smrekar SE, Roberts KM Estilos de deformación en Ishtar Terra y sus implicaciones  //  Revista de investigación geofísica : diario. - 1992. - vol. 97 , núm. E10 . - Pág. 16085-16120 . -doi : 10.1029/ 92JE01643 . - . Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013. Copia archivada (enlace no disponible) . Consultado el 11 de noviembre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013. 
  9. ↑ 1 2 NASA/JPL. PIA00149: Venus - Maxwell Montes y  Cráter Cleopatra . photojournal.jpl.nasa.gov (5 de febrero de 1996). Consultado el 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 15 de mayo de 2019.
  10. ↑ 1 2 3 4 Basilevsky AT, Ivanov BA Cráter Cleopatra en Venus: datos de Venera 15/16 y controversia sobre el origen volcánico/impacto   // Geophysical Research Letters. - 1990. - vol. 17 , núm. 2 . - pág. 175-178 . -doi : 10.1029/ GL017i002p00175 . - .
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  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 Alexandrov YN, Crymov AA, Kotelnikov VA, Petrov GM, Rzhiga ON, Sidorenko AI, Sinilo VP, Zakharov AI, Akim EL, Basilevski AT, Kadnichanski SA, Tjuflin YS Venus: mapeo detallado de la región de Maxwell Montes  (Inglés)  // Ciencia. - 1986. - vol. 231 , núm. 4743 . - P. 1271-1273 . -doi : 10.1126 / ciencia.231.4743.1271 . - . —PMID 17839563 .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 6 Ansan V., Vergely P. Evidencia de movimientos verticales y horizontales en Venus  : Maxwell Montes  // Earth, Moon, and Planets : diario. - Springer , 1995. - vol. 69 , núm. 3 . - P. 285-310 . -doi : 10.1007/ BF00643789 . - .
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  15. ↑ 1 2 3 Schaber GG, Kozak RC, Masursky H. Cleopatra Patera en Venus  : Venera 15/16 evidencia de un origen volcánico  // Geophysical Research Letters. - 1987. - vol. 14 , núm. 1 . - Pág. 41-44 . -doi : 10.1029/ GL014i001p00041 . — .
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  17. ↑ 1 2 Rzhiga O. N. La estructura de la Tierra de Ishtar // Una nueva era en el estudio de Venus (Imágenes de radar usando las naves espaciales Venera-15 y Venera-16) . - M. : Conocimiento, 1988. - (Novedades en la vida, ciencia, tecnología. Serie "Cosmonáutica, astronomía"; No. 3).
  18. ↑ 1 2 Mapa de las alturas de las montañas Maxwell según Magallanes
  19. ↑ 1 2 3 Ansan V., Vergely P., Masson Ph. Modelo de formación de Ishtar Terra, Venus  // Ciencia Planetaria y Espacial  . - Elsevier , 1996. - Vol. 44 , núm. 8 _ - Pág. 817-831 . - doi : 10.1016/0032-0633(96)00012-8 . - .
  20. ↑ 1 2 Cráteres de impacto Weitz CM // Guía para la interpretación de imágenes de Magallanes. — NASA y Jet Propulsion Lab, Instituto de Tecnología de California, 1993. — P. 75–92. — 148p. — (Publicación JPL 93-24).
  21. ↑ 1 2 Squyres SO Maxwell Montes  . Enciclopedia Britannica . Consultado el 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013.
  22. ↑ 1 2 3 Imagen estéreo del cráter
  23. ↑ Anuket Vallis  . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Grupo de trabajo de la Unión Astronómica Internacional (IAU) para la nomenclatura del sistema planetario (WGPSN) (1 de octubre de 2006). Fecha de acceso: 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 16 de diciembre de 2016.
  24. ↑ Map-a-Planet Explorer: Venus Left-Look RADAR Map  (inglés)  (enlace no disponible) . USGS. - un mapa interactivo de la superficie de Venus según Magallanes. Consultado el 20 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013.
  25. ↑ 1 2 3 Melosh HJ ¿Pueden los impactos inducir erupciones volcánicas?  // Conferencia Internacional sobre Eventos Catastróficos y Extinciones Masivas: Impactos y Más Allá, 9-12 de julio de 2000, Viena, Austria, resumen no.3144. - 2001. - S. 141-142 . - .
  26. ↑ Brown CD, Grimm RE La evolución térmica de Venus registrada por Surface Tectonics  //  Lunar and Planetary Science: revista. - 1996. - vol. 27 . - pág. 169-170 . - .

Literatura

Enlaces

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