Кратер Клеопатра на карте Венеры

Клеопа́тра ( лат. Cleopatra ) — один из самых больших ударных кратеров Венеры . Расположен в горах Максвелла на высоте 6,8 км , что делает его высочайшим крупным кратером планеты (выше расположен только маленький кратер Hamuda ) . Имеет сложное строение: внутри впадины диаметром около 100 км находится вдвое меньшее углубление, из которого за пределы кратера выходит извилистый канал шириной несколько километров. По этому каналу из Клеопатры когда-то вытекло около 3000 км ³ лавы , потоки которой протянулись на сотни километров и залили множество долин общей площадью больше самого кратера . Видимо, это и стало причиной его удивительно большой глубины — более чем вдвое превышающей обычную для кратеров такого диаметра .

Исследование и наименование

Этот кратер был открыт на радарных снимках, сделанных в обсерватории Аресибо (по другим данным — благодаря альтиметрическим измерениям аппарата « Пионер-Венера-1 », впервые осуществившего радиолокацию Венеры с орбиты ). Более детальные данные получили аппараты « Венера-15 » и « Венера-16 » в 1983—1984 годах . « Магеллан », исследовавший Венеру в 1990—1994 годах, получил изображения этой местности с разрешением 120 м — самые лучшие по состоянию на 2013 год.

Кратер назван в честь египетской царицы Клеопатры . Сначала он получил имя «патера Клеопатры» ( лат. Cleopatra Patera ) , но потом переименован в кратер Клеопатра ( Cleopatra ). Это название было утверждено Международным астрономическим союзом в 1992 году .

Описание

Клеопатра расположена на восточном склоне гор Максвелла , и высота её края к востоку уменьшается . Параллельные хребты, составляющие горную систему, в окрестностях кратера прослеживаются слабо: вероятно, при его образовании они были засыпаны выбросами . Толщина слоя этих осадков, видимо, достигает сотен метров и, таким образом, сравнима с глубиной долин, разделяющих хребты . Выбросы окружают кратер неправильным кольцом : на севере и юге они прослеживаются примерно до 210 км от центра, а на западе и востоке — до 130 км . По сравнению с другими венерианскими кратерами их у Клеопатры немного . Характерного тёмного гало из осадков у неё нет вообще .

Диаметр внешней впадины — около 100 км (по разным оценкам, 95 , 105 или 108 ), а внутренней — 45–55 км . Они разделены неровным валом . Глубина внешней впадины — 1,5 км, а внутренней — ещё на километр больше . Таким образом, максимальная глубина кратера — около 2,5 км (по разным оценкам, 2,4 — 2,6 км ) или 2,5 % от диаметра. Это удивительно много — на 1,5 км больше, чем у обычных венерианских ударных кратеров такого диаметра .

На радарных снимках кратер выделяется тёмным цветом, причём внутренняя впадина темнее внешней. Видимо, это объясняется тем, что её дно очень гладкое (если луч радара направлен не перпендикулярно поверхности, гладкая поверхность отражает в сторону приёмника относительно мало энергии) . Намного меньше здесь и крупномасштабных неровностей . Внешняя тёмная область заполняет внешнюю впадину не полностью: на северо-западе Клеопатры (где высота её дна максимальна ) она не достигает края кратера , и её граница здесь проходит всего в 15 км от границы внутренней. В южной части кратера это расстояние достигает 35 км .

Из внутренней впадины выходит извилистый канал шириной несколько километров, который тянется на северо-восток — в сторону . Он получил название «долина Анукет » ( лат. Anuket Vallis ) в честь древнеегипетской богини Нила . Пройдя около 100 километров, он переходит в застывшие лавовые потоки, которые ветвятся и расходятся в разные стороны. Они заполняют множество долин на востоке гор Максвелла и на западе тессеры Фортуны, а кое-где покрывают и гребни хребтов . Общая площадь этих потоков — 10–20 тысяч км ² (в 1,5–2 раза больше площади кратера). Их максимальная протяжённость (с северо-запада на юго-восток) — 400 км, а максимальное расстояние от центра кратера — 300 км .

Происхождение

Форма Клеопатры очень своеобразна, и её происхождение стало ясным не сразу: оно вызывало споры среди планетологов более 12 лет . Некоторые интерпретировали её как ударный кратер , а некоторые — как вулканический , причём и для того, и для другого она выглядит странно . В частности, для ударного кратера странным выглядит несовпадение центров внутренней и внешней части, очень большая глубина и обширные лавовые потоки .

Вопрос прояснился только с получением « Магелланом » в 1991 году детальных радарных снимков . Клеопатра всё же оказалась ударным кратером. На это указывает характерное кольцо выбросов и наличие двойного вала . Появился этот кратер, судя по его хорошей сохранности, уже после формирования гор Максвелла (хотя не исключено, что на их противоположном склоне какие-то изменения происходили и позже). Кратеры такого размера возникают на Венере со средней частотой менее 1 за 100 млн лет .

Лава, вытекшая когда-то из Клеопатры, покрывает очень большую площадь. По некоторым оценкам, её слишком много, чтобы её появление можно было объяснить только энергией астероидного удара . Возможно, он вызвал в кратере вулканическую активность (и в таком случае это лучший известный пример вызванного ударом вулканизма ). По другим оценкам, для плавления такого объёма пород было достаточно и самого удара (на Венере при падении астероида образуется на четверть больше расплава, чем на Земле, и втрое больше, чем на Луне) . По некоторым расчётам, температура в недрах Венеры растёт с глубиной не настолько быстро, чтобы такой удар мог запустить вулканические процессы .

В любом случае необыкновенная глубина Клеопатры, вероятно, объясняется именно вытеканием из неё большого количества вещества , чему поспособствовал большой уклон местности . Её объём превышает ожидаемый примерно на 3000 км ³ — как раз столько расплава, по некоторым оценкам, должно было появиться при образовании кратера её диаметра . Немного этого расплава осталось в кратере, сделав его дно довольно гладким, но бо́льшая часть вытекла наружу. Проникнув через пролом в валу, он потёк по склонам гор Максвелла, образовал долину Анукет и залил окрестные низменности. Исходя из упомянутого объёма расплава и наблюдаемой площади выходящих из кратера потоков, их среднюю глубину оценивают в 250 м .

Способность астероидного удара вызвать плавление большого объёма пород может означать, что эти породы близки к температуре плавления и, следовательно, непрочны. Это ставит вопрос, почему сложенные ими высокие горы ещё не разрушились. Возможно, дело в том, что сформировавшие их силы действуют до сих пор, и кора планеты там продолжает сминаться в складки .

Примечания

Литература

• Grieve R. A. F., Cintala M. J. Impact Melting on Venus: Some Considerations for the Nature of the Cratering Record (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier , 1995. — Vol. 114 , no. 1 . — P. 68—79 . — doi : . — Bibcode : .
• Kaula W. M., Bindschadler D. L., Grimm R. E., Smrekar S. E., Roberts K. M. (англ.) // (англ.) ( : journal. — 1992. — Vol. 97 , no. E10 . — P. 16085—16120 . — doi : . — Bibcode : . 11 ноября 2013 года. от 11 ноября 2013 на Wayback Machine

Ссылки

• от 20 марта 2021 на Wayback Machine
• (англ.) . USGS. — интерактивная карта по данным «Магеллана». Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано из 11 ноября 2013 года.
• (англ.) . NASA/JPL (5 февраля 1996). Дата обращения: 20 октября 2013. 15 мая 2019 года.
• (англ.) . Venus Crater Database . Lunar and Planetary Institute (2013). Дата обращения: 20 октября 2013. 11 ноября 2013 года.
• (англ.) . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 октября 2006). Дата обращения: 20 октября 2013. 29 июля 2017 года.