Soi (cráter)

asique
lat.  asique

Imagen de radar de " Cassini " (21 de mayo de 2009)
Características
Diámetro78±2 [1] [2] (75 [3] ) km
Tipo deChoque 
mayor profundidad110±100 [1] (242±115 [2] ) m
Nombre
epónimoasique 
Ubicación
24 ° 18 'N sh. 140°54′ O  / 24.3 ° N sh. 140.9°O d. / 24,3; -140.9
Cuerpo celestialTitanio 
punto rojoasique

Soi ( lat.  Soi ) es un cráter de impacto de 78 kilómetros [1] [2] ubicado en la luna más grande de Saturno  , Titán . Es el séptimo cráter de impacto más grande (desde abril de 2015) en Titán , así como el cráter con el fondo más plano y uniforme de Titán.

Geografía y geología

Las coordenadas del cráter son 24°18′ N. sh. 140°54′ O  / 24.3  / 24,3; -140.9° N sh. 140.9°O D. . Al suroeste hay dos áreas de Titán: el área clara de Dilmun , así como el área oscura de Shangri-La . Al sur de él hay muchas fáculas de Titán , y al noreste está la corriente de Ara . Tiene un fondo inusualmente plano y uniforme.

Hasta la fecha, la nave espacial Cassini que orbita Saturno ha estado sondeando la superficie de Titán a medida que se acerca, lo que ha confirmado la presencia de diez grandes cráteres en su superficie (a partir de abril de 2015).

La densa atmósfera de nitrógeno de Titán impide la formación de un cráter de menos de 20 km de diámetro, ya que el meteorito tiene tiempo de quemarse en la atmósfera durante la caída, sin llegar a la superficie. En 2007, se anunció que durante los próximos siete años, Cassini conduciría un radar de la superficie de Titán y se expresó la esperanza de encontrar nuevos cráteres en relación con el mapeo de aproximadamente el 50% de su superficie [4] .

Suelo del cráter

Hay varios procesos geológicos que podrían explicar el suelo inusualmente plano del cráter Soi. Los estudios se llevaron a cabo utilizando el radar de Cassini y el instrumento VIMS , junto con modelos de elevación estéreo y comparaciones con otros cuerpos celestes [2] .

Relajación viscosa

La relajación viscosa es uno de los mecanismos conocidos que pueden cambiar la topografía y reducir la profundidad de un cráter en un satélite helado. Los cráteres de más de 10 km de diámetro en Ganímedes muestran una variedad de estados de relajación que emergieron de cráteres frescos con una topografía más apagada y fondos más irregulares. Sin embargo, dada la temperatura de la superficie inferior de Titán (-178 °C frente a -153 °C), se calcula que las relajaciones viscosas en Titán causan menos del 3 por ciento de cambio de terreno para los cráteres de más de 125 km de diámetro . Soi no muestra ningún signo de fondo irregular (la topografía del fondo solo varía en ~ 40 m ). Sin embargo, es difícil descartar por completo la relajación viscosa que podría cambiar la topografía de cualquier cráter de impacto de Titán [2] .

Exposición líquida

La presencia de líquido en la superficie y cerca de la capa subsuperficial de un cuerpo celeste también puede provocar un fuerte cambio en la forma del cráter. Los cráteres formados por fluidos en la Tierra no tienen ninguna superficie topográfica significativa, ya que los sedimentos saturados de agua poco consolidados caen en picado en el cráter poco después de su formación. Uno de los análogos más intrigantes es el de impacto de la Tierra Lown Hill en Queensland Australia Al igual que el cráter Soi, tiene un anillo brillante y un interior oscuro en las imágenes de radar, con una excepción: la topografía del fondo varía entre ~ 20 y 40 m . Sin embargo, existe una notable diferencia de composición entre los sedimentos de piedra caliza, que forman un anillo brillante en las imágenes de radar, y la base de piedra de esquisto que se encuentra dentro del cráter. Si tal proceso ocurriera en Titán , podríamos esperar un contraste de composición similar, con ricos sedimentos orgánicos formando un anillo y una base rocosa rica en hielo dentro de este cráter. Las observaciones realizadas con el instrumento VIMS de Cassini muestran la tendencia opuesta: un anillo rico en hielo con un interior rico en materia orgánica dentro del cráter. Por lo tanto, la teoría de la acción líquida queda excluida [2] .

Relleno del suelo del cráter con productos de erupciones de criovolcanes

Morfológicamente, Soi se parece a algunos cráteres de Venus , con bordes rugosos y brillantes (bordes, paredes) en las imágenes de radar, suavemente llenos de lava oscura en las imágenes de radar . Si áreas de la superficie de Titán se inundaran con casi un kilómetro de lava, entonces uno esperaría que otros cráteres y los vecinos se inundaran de manera similar. El cráter más cercano con topografía medible, Aphecanus , está a ~ 2500 km de distancia y ~ 500-700 m menos profundo que un cráter típico en Ganímedes en términos de su tamaño (~ 50-60% de diferencia relativa). Aunque es probable que los criovolcanes hagan erupción materiales de composición helada, la lluvia radiactiva orgánica que lava este material de los bordes del cráter podría cubrir más tarde toda la superficie del cráter. Por lo tanto, no podemos descartar la teoría del relleno del fondo del cráter con el producto de la erupción del criovolcán como un posible mecanismo para cambiar la topografía del cráter Soi [2] .

Relleno del fondo del cráter con arena hidrocarbonada

El estudio preliminar de los cráteres de Titán reveló que la distribución de los cráteres en profundidad corresponde a la forma en que cambia la superficie, cuya tasa es constante en el tiempo, por ejemplo, los depósitos eólicos. Los depósitos eólicos simples tienden a dejar el borde del cráter en gran medida libre de depósitos, mientras que el centro del cráter se llena con estos depósitos, que además forman un montículo parabólico. De la relación entre la altura de los bordes del cráter y su diámetro se deduce que, sin cambios, la altura de los bordes del cráter Soi debería estar entre 0,3 y 1,2 km, lo que supera la profundidad observada del cráter en 0,24 ± 0,11 km. Los espectros de la superficie del cráter tomados con el instrumento VIMS también son inconsistentes con el relleno del cráter con arena de hidrocarburo "marrón", solo si esta arena no fue cubierta posteriormente por la precipitación atmosférica. Por lo tanto, los depósitos eólicos activos no pueden explicar el perfil topográfico del cráter Soi, pero esta teoría no puede descartarse por completo [2] .

Relleno del suelo del cráter con sedimentos fluviales

La erosión de los ríos es definitivamente un proceso importante en Titán , ya que las imágenes de la nave espacial Cassini muestran un mundo rico con vastas redes de canales y valles. Las simulaciones del desarrollo del cráter marciano muestran que los cambios fluviales llenan el suelo del cráter mientras que el borde del cráter se erosiona gradualmente. Para determinar hasta qué punto los cambios fluviales pueden alterar la profundidad de los cráteres de Titán , los investigadores utilizaron un modelo de simulación de superficie de cráter basado en un cráter de Ganímedes que es similar en tamaño a Soi. Siguieron el cambio en la profundidad relativa del cráter, R=1-d(t=ti)/d(t=0), a lo largo del tiempo, y calcularon la tasa de llenado, que disminuye con el tiempo, se aplana en R ~ 0.8: las pendientes del cráter están disminuyendo y el área de la zona de sedimentos en el fondo del cráter está aumentando. Por lo tanto, los cambios fluviales por sí solos no pueden explicar la topografía del fondo del cráter Soi. El revestimiento orgánico observado en la superficie del cráter puede explicarse por los sedimentos orgánicos que son arrastrados desde el borde de hielo de agua circundante del cráter [2] .

Epónimo

El cráter lleva el nombre de Soi , el dios de la sabiduría en la mitología melanesia ( Nueva Irlanda , Papua Nueva Guinea ) [3] . Este nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional en 2012 [3] .

Véase también

Notas

  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. Topografía del cráter en Titán: implicaciones para la evolución del paisaje  (inglés)  // Icarus . — Elsevier , 2013. — Vol. 223, núm. 1 . — págs. 82–90. -doi : 10.1016 / j.icarus.2012.11.030 . — . Archivado desde el original el 26 de julio de 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. El inusual cráter Soi en Titán: posibles escenarios de forvación  (inglés)  // Icarus . - Elsevier , 2013. - P. 2. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016.
  3. ↑ 1 2 3 cráter Soi  . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Grupo de trabajo de la Unión Astronómica Internacional (IAU) para la nomenclatura del sistema planetario (WGPSN) (3 de febrero de 2012). Consultado el 11 de abril de 2015. Archivado desde el original el 11 de abril de 2015.
  4. ↑ Impact Cratering II / RD Lorenz, CA Wood, JI Lunine, SD Wall, RM Lopes, KL Mitchell, F. Paganelli, YZ Anderson, ER Stofan y Cassini RADAR Team. - Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 2007. - P. 1. - 2 p. Archivado el 24 de diciembre de 2013 en Wayback Machine .

Enlaces