Лекции по импактитам Ударные кратеры на планетах Солнечной

Лекции по импактитам Ударные кратеры на планетах Солнечной системы

Солнечная система Почти до самого конца XX века науке была известна только одна планетная система – Солнечная. Но за последние 20 – 25 лет выяснилось, что планеты имеются более чем у сотни звёзд и сейчас (в конце первого десятилетия XXI века) астрономы знают более 230 планет. В состав Солнечной системы сейчас входят 8 планет. Они делятся на две группы: Меркурий, Венера, Земля и Марс относятся к планетам земной группы, а Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун образуют группу внешних планет, планет гигантов. Вокруг планет (кроме Меркурия и Венеры) вращаются их спутники. Их число различно – от 1 (у Земли) до 17 (у Сатурна) Кроме планет в Солнечной системе имеются 2 пояса астероидов – между Марсом и Юпитером (внутренний) и за орбитой Нептуна (внешний). Небольшое количество астероидов вращается вокруг Солнца также между орбитами Юпитера и Сатурна и между орбитами Сатурна и Урана. Из внешнего пояса астероидов (пояса Койпера) и лежащей за ним окраинной частью Солнечной системы приходят коротко- и долгопериодические кометы. Часть комет связана также с малыми поясами астероидов, расположенными между орбитами планет. Расстояния в Солнечной системе измеряются в астрономических единицах (а. е. ) – одна а. е. соответствует расстоянию от Земли до Солнца, которое равно 149. 6 миллионов километров.

Солнечная система Массы планет (в единицах массы Земли) и их среднее расстояние от Солнца (Ж. Ф. Родионова и др. , 2007)

Солнечная система Массы и размеры объектов Солнечной системы располагаются почти на одной линии, соответствующей сред-ней плотности около 3 г на куб. см (В. В. Шевчен-ко, 2007) при колебаниях от 0. 5 (для ядер комет) до 7. 7 г на куб. см (для желез-ных астероидов и метеоритов). На все остальные тела в Солнеч-ной системе приходится только 0. 134% её массы.

Солнце Центром нашей планетной системы является Солнце – желтая звезда класса G 2. Это одна из 300 миллиардов звёзд нашей Галактики. Её радиус 696 тысяч километров, масса = 333000 масс Земли, что составляет 99. 866 % массы всей системы. Солнце состоит главным образом из He (20. 7 %) и H (74. 6 %). Его температура на поверхности примерно 6000 градусов, а в центре она доходит до 15 млн градусов! На снимке виден гигантский протуберанец – выброс солнечного вещества, один из тех которые образуются при взрывах на Солн-це в результате ядерных реакций.

Созвездие «Плеяды» очень молодо – оно образовалось около 60 млн лет назад. Динозавры не видели его!

Меркурий Самая близкая к Солнцу планета – Меркурий – расположена от него в 58 млн. км и имеет диаметр 4900 км (0. 38 диаметра Земли). Меркурий не лишён атмосферы и гидросферы. Температура на его поверхности колеблется – 173° ночью до + 427° днём. Поверхность Меркурия покрыта лавовыми покровами, на которых располагаются импактные кратеры разного размера.

Меркурий Самая крупная из ударных структур на поверхности Меркурия – Море Жары (Бассейн Калорис). На снимке видна восточная часть этой многокольцевой импактной структуры с внешним диаметром около 1300 км и высотой колец до 2 км над дном бассейна. На снимке также хорошо видны многочисленные разновозрастные кратеры, образовавшиеся после Моря Жары (возраст которого 3 – 4 млрд. лет) и нередко смещающие контуры друга.

Меркурий Помимо эндогенных вулканических и космогенных импактных форм рельефа на поверхности Мерку-рия видны и текони-ческие морфострук-туры. В верхней части снимка (его ширина понизу около 600 км) имеет-ся уступ с оседанием южного крыла. Такие уступы на Меркурии имеют длину от 20 до 500 км и высоту от сотен метров до 1 – 2 км.

Венера отстоит от Солнца на 108. 2 млн. км. Её попереч-ник 12100 км (0. 96 диамет-ра Земли). Она окружена высокой (около 70 км) и плотной (давление около 90 атм) атмосферой, состоящей , главным образом, из углекислоты (96. 5 %) и азота ( около 3. 5 %). Плотные облака скрывают поверхность планеты, что чётко видно на снимке, сделанном американской станцией Маринер-10 6. 02 1974 г. с расстояния 720000 км. На фотографии хорошо заметны циклонические вихри в атмосфере.

Венера Преобладающим элементом рельефа Планеты являются вулканические постройки различного типа. Вулкан Сиф высотой 2 км и шириной в основании около 300 км типичный представитель щитовых вулканов. На снимке (с американской станции Магеллан) хорошо виден свежий лавовый поток (жёлтый), движение которого было подчинено рельефу поверхности.

Венера На другом снимке Магеллана хорошо заметен снос обломочного материала, выброшенного вулканом при извержении, под дей-ствием атмосферных потоков. При диаметре вулканического кратера около 1 км снос достигает 10 км. Шлейф обломков перекрывает сетку региональных трещин (чем ближе к вулкану, тем плотнее)

ВЕНЕРА Субвулканические тела на Венере (более кислого состава и более вязкие, чем потоки вулкана Сиф, например) имеют форму «блинчиков» (англ. пенкейки). На снимке это купола высотой до 750 м и диаметром до 25 км с характерным сочетанием кольцевых и радиальных разломов на поверхности. Но они могут быть и больше – до 1. 5 км и 65 км соответственно. По образному выражению одного из исследователей, это «грелка, которая накачивается изнутри» .

Венера На цветных фотографиях, выполненных станциями Венера – 13, 14 в марте 1982 г. отчётливо виден об-ломочный характер поверхности планеты, а также обломочная текстура глыб, разное количество мелкозёма между ними. По пока-заниям твердометра это плотные породы типа туф-ов или трещиноватых ска-льных пород с твёрдостью до 62 – 250 кг/кв. см. Жёлтые углы фотографий и жёлтые же (вместо белых) полосы цветомерных реек демонстрируют отсутствие на Венере белого цвета. Это результат высокой плотности атмосферы.

Венера • • На Венере установлено более 800 импактных кратеров диаметром от 2 до 275 км. Некоторые из них (4%) частично перекрыты, некоторые (35%) тектони-чески переработаны. Кратер Аурелия (попереч-ник 31. 9 км) хорошо сохранился. В нём видна центральная горка. Выбросы имеют асимметричный характер, указывающий на удар с СЗ на ЮВ.

Ударные кратеры на Венере 40 и 50 км-D

Венера Широким развитием на Венере пользу-ются тессеры (греч. Черепица), занимающие площади от несколь-ких тысяч до пер-вых миллионов кв. км. Это текто-нические гряды и борозды 5 – 10 км шириной, достигающие сотен кило-метров в длину. Поперечник снимка около 150 километров.

Луна – спутник Земли. Расстояние до неё 384. 4 тыс. км. Диаметр 3476 км (0. 27 диаметра Земли). Атмосферы и гидросфе-ры на Луне нет. Поэтому температура её поверхности – 120° ночью и +407° днём. В телескоп (на снимке) хорошо видны тёмные «моря» и более светлые «материки» . «Моря» (1/3 видимой сторо-ны) это равнины затоп-ленные базальтами мощностью 1 – 2 км. «Материки» – гористые области (2/3 видимой стороны), покрытые реголитом и многочисленными импактными кратера-ми.

Луна Самый крупный кратер на Луне – Море Дож-дей – имеет попереч-ник 1200 км. На снимке хорошо видно, что оно перекрывает более древние импактные структуры (в се-верной части), а на заливающей его поверхности расплавных им-пактитов располагаются более молодые кратеры разных размеров. Видны также прямые лучи выбро-сов из сравнительно молодого кратера, расположенного в южной части снимка.

Луна Кратер Коперник имеет диаметр 96 км и возраст 850 млн. лет. Прямые лучи закратерных выбросов обломков и им-пактного расплава перекрывают более древние кратеры и местами сами пересечены более моло-дыми кольцевыми структурами. Эти соотношения говорят о длительности формирования рельефа Луны.

Луна • На перспективном снимке кратера Коперник отчётливо видно его внутреннее строение: террасы отседания на внутренних склонах, центральная горка, плоское видимое дно, засыпанное обломочным материалом.

Кратер Дедал (D- 93 км, глубина 3 км). Луна

Марс располагается в 228 млн км от Солнца. Его диаметр 6786 км, а масса 0. 54 массы Земли. Марс имеет атмосферу высотой около 11 км, состоящую на 95 % из двуокиси углерода и только на 0. 1 – 0. 4 % из кислорода. Давление атмосферы всего около 0. 01 бара. На снимке видна пыльная буря, почти полностью скрывающая поверхность планеты. Над желтыми песчаными вихрями в атмосфере поднимается вулкан Аскрийский с белым облачком у вершины. К ЮВ от него видна гигантская рифтовая структура – Долина Маринеров, имеющая длину 5000 км при ширине до 100 км и глубине до 5 км.

Марс Среди большого количества вулканов на по-верхности Марса находится самый крупный вулкан Солнечной системы – Олимп. Его высота достигает 28 км, а диаметр кратера около 65 км.

Марс Олимп типичный щитовой вулкан, многократно превышающий своими размерами положительные формы рельефа , известные на Земле.

Марс Поверхность конуса Олимпа покрыта лавовыми потоками, направление движения которых подчинялось рельефу. Это отличает их от прямолинейных лучей выбросов обломочного материала, окружающих импактные кратеры. Поперечник снимка 109 км.

Марс Область Элизия на Марсе – территория площадного развития сравнительно молодых вулканических покровов с редкими небольшими импактными кратерами. Поперечник снимка 55 км.

Марс Северная оконечность хребта Тарсис демонстрирует сочетание разрывных тектонических нарушений, вулканических построек вулканов Урания (севернее) и Керавнский (южнее) и импактных структур. Среди последних есть и более древние, чем разломы (смещённые ими), и более молодые. То же самое относится к соотношениям вулканов и импактных кратеров.

Марс Долина Маринеров является самым крупным тектоническим нарушением рифтового типа на Марсе.

Марс Импактные кратеры различного размера и возраста являются обычным элементом рельефа Марса. На снимке видна равнина Аргир (поперечником 900 км) и более молодые кратеры, самый крупный из ко-торых (Галле) достигает 200 км в диаметре. Желтые и красные тона поверхности Марса связаны с высокой степенью окисления железа в реголите.

Марс У импактных кратеров Марса часто наблюда-ется ореол закратерных выбросов, имеющих ле-пестковую форму со специфическими вали-ками на краях. Это свидетельство существования на Марсе криолитосферы. Благодаря плавлению подповерхностных льдов, выбросы из кратера получаются грязевыми и растекают-ся вокруг него, создавая характерную поверхность. Поперечник снимка 241 км.

Марс На Марсе отчётливо видны эоловые формы рельефа. Примером таких форм являются полосы песчаного материала в «вет-ровой тени» за какими-либо возвышенностями на пути господствую-щих ветров (на снимке это валы импактных кратеров).

Марс Другим примером эолового рельефа являются вытянутые дюны (типа туркменских ярдангов), сохраняющиеся в понижениях рельефа – внутри импактного кратера и на нижней части склона (в правой части снимка).

Марс Примечательной особенностью рельефа явля-ются русла былых во-дотоков на поверхности Марса. На снимке хорошо видны импактные кратеры, пересеченные разломами (на СЗ снимка) и перекрывающие разрывные нарушения. Разветвлённая сеть русел сформировалась позже разломов СВ простирания, но до появления малых кратеров в ЮВ части снимка.

Данные марсохода Curiosity на 10 февраля 2013 г пробурившего скважину в районе кратера Гейла

Планеты земной группы несмотря на различия в размерах в общем имеют сходное внутреннее строение: металлическое ядро, силикатную мантию и литосферу. История развития планет и их рельефа также сходна и протекала под действием одних и тех же факторов: эндогенных – магматизма, тектонических деформаций и импактных процессов. Иногда (при наличии атмосферы) к ним присоединялись эоловые процессы.

Планеты гиганты В планетах гигантах сосредоточено 99. 5 % массы околосолнечного вещества, но их строение плохо изучено. Большая часть их массы приходится на «солнечное вещество» в газообразном, жидком и ледяном состоянии. Наличие металоосиликатного ядра в их центре признаётся не всеми исследователями. Этим они резко отличаются от планет земной группы (Родионова, Сурдин, 2007). Большим разнообразием отличается состав и строение спутников планет гигантов. Среди них есть и силикатные, и ледяные тела, а также тела смешанного состава. Об этом свидетельствуют съёмки их поверхности и изучение физи-ческих характеристик космическими аппаратами.

Спутник Юпитера – Ио Ио один из 16 спутников Юпитера. Это единственный спутник в Солнечной системе, на котором установлены действующие вулканы. Диаметр Ио 3640 км (Луна чуть меньше – 3476 км), плотность – 3. 53 г/куб. см. Орбита Ио удалена от центра Юпитера на 442 тысячи км.

Спутник Юпитера – Ио Лавовые потоки из вулкана (чёрный овальный контур вверху) на поверхности спутника Юпитера Ио. Хорошо видно контроль их движения рельефом поверхности. Это не выбросы при взрыве! Поперечник снимка около 800 км.

Спутник Юпитера – Европа – «ледяной» спутник Юпитера. Его диаметр 3050 км; плотность 3. 03 г/куб. см. Он вращается в 671 тыс. км от центра Юпитера. Мощность ледяной коры, покрывающей Европу, около 100 км.

Спутник Юпитера – Европа На поверхности Европы много разломов шириной 200 – 300 км и длиной более 1000 км. Считается, чт под ледяной поверхностью находится океан и возможно есть жизнь.

Планеты Солнечной системы Различия в составе планет земной группы, планет гигантов, их спутников, астероидов и комет хорошо видны на диаграмме соотношений в них «земного» (силикатного и металлического), «солнечного» и «ледяного» вещества (Шевченко, 2007).