Вікіпедія

Імпактний басейн

Імпактний басейн — великий імпактний кратер. Зазвичай так називають кратери складної будови (з двома або більше кільцевими хребтами чи уступами)[2], що притаманне кратерам діаметром більше 150–200 км[3][4]. У різних авторів термін має дещо різне значення; зокрема, його застосовують і до сильно зруйнованих великих кратерів із невизначеною кількістю кілець[2][3]. Іноді басейнами називають будь-які кратери розміром понад 300 км[2].

Басейн Моря Східного (саме море — темна область у центрі). Це типовий багатокільцевий імпактний басейн, наймолодший та найкраще збережений басейн Місяця[1]. Ширина зображення — 1300 км.
Карта висот цієї ж місцевості (червоне — височини, синє — низовини).

Всі відомі імпактні басейни дуже старі: вони з'явилися протягом перших 800 млн років існування свого небесного тіла[3] (більшість з них — у ході пізнього важкого бомбардування, близько 4 млрд років тому)[2]. Тому багато басейнів сильно зруйновані. Нерідко вони майже не вирізняються в рельєфі, не помітні на знімках і їх можна виявити лише за точними альтиметричними даними. Іноді для цього буває необхідним навіть залучення гравіметричних даних. Багато басейнів лишаються гіпотетичними[5][6][7][8].

Термін «басейн» (англ. basin) запропонували[9] 1962 року В. Хартманн та Дж. Койпер для великих імпактних структур Місяця, що містять моря, оточені концентричними кільцями та радіальними скидами (на противагу кратерам у вузькому сенсі, в яких лише одне кільце й нема радіальних деталей)[2][4][10].

Хоча кілька багатокільцевих басейнів Місяця добре видно в невеликі телескопи, їм не приділяли належної уваги до середини 20 століття[4]. Зараз імпактні басейни досліджують не лише шляхом спостережень, а й шляхом теоретичного моделювання їх утворення. Незважаючи на це, у формуванні басейнів залишається багато неясного[2].

Опис

ред.

Великі кратери мають складнішу будову, ніж дрібні. Місячні кратери, більші за кілька десятків кілометрів[11], мають центральну гірку, а у кратерів, більших за 140–175 км, її змінює центральне гірське кільце[4]. На небесних тілах з більшою силою тяжіння ці переходи відбуваються за менших значень діаметра кратерів[4]. Зовнішні кільця можуть бути утворені хребтами або уступами, де висота спадає в напрямку до центру. Великі басейни можуть мати кілька кілець, ступінь вираженості яких часто варіює в широких межах. Це призводить до того, що їх кількість визначити важко: так, кількість кілець добре збереженого басейну рівнини Аргір в різних інтерпретаціях варіює від 0 до 8[2].

Одне з кілець басейну є головним. Воно обмежує область, з якої породи були викинуті ударом космічного тіла назовні[3]. Співвідношення радіусів кілець зазвичай близьке до   (близько 1,4)[2]. Серед найбільших басейнів нерідко трапляються дещо витягнуті: кратери такого розміру стають помітно видовженими навіть при значному куті між напрямком удару та горизонтом[12].

Завдяки викиду порід при утворенні басейну товщина кори в його центральній частині зменшена, а навколо нього — збільшена. Кільця басейнів зазвичай складаються з порід кори, але існують дані, що там можуть траплятися й породи мантії. При появі басейнів велика кількість порід плавиться[2]. Товщина шару розплаву на їх дні, згідно з розрахунками, може сягати кількох кілометрів[13].

На глибину басейнів впливає міцність порід, що складають кору небесного тіла: якщо вона низька, форми рельєфу з часом вирівнюються. Це найкраще видно на крижаних супутниках. Там старі кратери не виражені в рельєфі, але спостерігаються як світлі плями (палімпсести)[2].

Від молодих басейнів радіально розходяться форми рельєфу, що з'явилися при падінні їх викидів: хребти, долини та ланцюжки вторинних кратерів[14].

Розповсюдження

ред.
 
Багатокільцевий басейн Валгалла на Каллісто

На Меркурії відомо 20 впевнено ідентифікованих і 26 гіпотетичних басейнів діаметром ≥300 км. Два з них (один безсумнівний та один ймовірний) більші за 1000 км. Дно деяких із них вкрите рівним шаром порід, ймовірно, вулканічного походження (аналог місячних морів, але світлого кольору). Концентрація басейнів на Меркурії менша, а їх збереженість гірша, ніж на Місяці[8][2].

На Венері імпактних кратерів відносно мало; найбільший з них — Мід — має діаметр 270 км[15][16]. Кілька найбільших кратерів Венери розглядають як басейни[2][17].

На Землі кратери швидко знищує ерозія та тектоніка плит, і великих кратерів на ній дуже мало. Найбільші з них — Вредефорт (250–300 км), Садбері (140–280 км) та Чіксулуб (180–210 км)[2]; у першого з них добре виражені окремі кільця.

На Місяці багато кратерів діаметром понад 300 км. 1987 року — на основі фотографій — таких нараховували 45 (28 точно існуючих і 17 гіпотетичних)[10]. Залучення альтиметричних даних 2008 року збільшило їх кількість до 92[6]. За оцінкою 2009 року (з долученням даних щодо товщини місячної кори, отриманих на основі альтиметричних та гравіметричних вимірювань), таких кратерів на Місяці близько 150[7]. Ймовірно, більш детальні дослідження виявлять їх ще більше[7]. Таким чином, більше 2/3 басейнів Місяця зруйновані настільки, що вже не помітні на фотографіях[7]. На видимому боці Місяця більшість басейнів залиті лавою, а на зворотному боці її мало. Місячні басейни, в яких нема (чи мало) лави, відомі як таласоїди[2].

На Марсі виявлено 20 басейнів розміром >1000 км (але більшість з них зруйновані дуже сильно)[5].

Басейни трапляються не лише на каменястих, а й на крижаних небесних тілах. Наприклад, до басейнів відносять кратери Гільгамеш на Ганімеді, Валгаллу на Каллісто та Менрву на Титані[2].

Найбільші басейни Сонячної системи

ред.

Перелічено басейни Сонячної системи розміром >1000 км, що досить впевнено ідентифіковані як імпактні структури та не надто сильно зруйновані. Список об'єктів та їх розміри наведено за даними Andrews-Hanna & Zuber, 2010 (для багатокільцевих басейнів розмір виміряно за найменшим добре вираженим кільцем)[12]. Існують і інші оцінки розміру цих басейнів, оскільки більшість із них погано збереглися й не мають чітких меж, а для добре збережених різні автори вимірюють діаметр за різними кільцями.

Назва Небесне тіло Розмір[12] Примітка[12]
Північний полярний басейн Марс 10600×8500 км сильно замаскований вулканічною активністю та подальшими ударами
басейн рівнини Утопія Марс 2400×2000 км
(ймовірний початковий)[12];
3300 км (нинішній)[18] 		заповнений великою кількістю вулканічних та осадових порід
басейн рівнини Еллада Марс 2280×1590 км ймовірно, найкраще збережений гігантський басейн
басейн Південний полюс — Ейткен Місяць 2330×1780 км
басейн рівнини Ісіди Марс 1570×1430 км
басейн рівнини Спеки Меркурій 1525×1315 км[19] Вказаний розмір отримано дещо іншим способом, ніж для інших об'єктів
басейн Моря Дощів Місяць 1140×1090 км

Є гіпотези про існування на Меркурії, Місяці та Марсі й інших великих басейнів[12][8]. Зокрема, є версія, що відмінності видимого та зворотного боку Місяця є наслідком того, що видимий бік охоплений слідом гігантського зіткнення. Діаметр цього сліду складає за деякими уявленнями близько 3000 км[20], а за іншими — майже 7000 км (на чверть більше довжини місячного меридіану)[21]. Якщо ця структура дійсно має імпактне походження (в чому є суттєві сумніви[12]), то вона теж належить до найбільших басейнів Сонячної системи[20][22][21].

Є й гіпотеза про існування дещо меншого басейну, що охоплює в основному західну половину видимого боку Місяця («басейн Океану Бур» чи «басейн Гаргантюа»). Як і в попередньому випадку, його існування сумнівне[12].

Дослідження товщини марсіанської кори вказують на наявність 20 басейнів розміром >1000 км, але всі вони, крім перерахованих, зруйновані дуже сильно[5].

Діаметр зовнішнього кільця басейну марсіанської рівнини Аргір перевищує 1500 км[23], але якщо вимірювати цей басейн тим способом, яким було отримано наведені в таблиці оцінки для інших басейнів (за внутрішнім кільцем), його розмір складатиме лише 870×690 км[12].

Назви басейнів

ред.

Басейни зазвичай називають за тими ж правилами, що й інші кратери: меркуріанські — на честь митців, венеріанські — на честь жінок, місячні — на честь науковців тощо. Міжнародний астрономічний союз затверджує лише такі назви[2]. Деякі великі басейни не мають власного імені, але містять примітні найменовані рівнини (у випадку Місяця — моря), і їх називають за цими об'єктами: басейн рівнини Спеки, басейн Моря Дощів тощо. Багато басейнів позначають за двома об'єктами (найчастіше кратерами), що знаходяться на їх протилежних краях: басейн Ломоносов — Флемінг, басейн Південний полюс — Ейткен тощо[8][24][10][2].

Примітки

ред.
  1. ↑ Schultz, R. A.; Frey, H. V. (August 1990). A new survey of multiring impact basins on Mars. Journal of Geophysical Research. 95 (B9): 14175—14189. Bibcode:1990JGR....9514175S. doi:10.1029/JB095iB09p14175.
  2. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у Potter R., Hargitai H., Öhman T. Impact Basin // Encyclopedia of Planetary Landforms / H. Hargitai, Á. Kereszturi. — Springer New York, 2014. — P. 1–11. — ISBN 978-1-4614-9213-9. — DOI:10.1007/978-1-4614-9213-9_15-2.
  3. ↑ а б в г Wagner R. Impact Basin // Encyclopedia of Astrobiology / M. Gargaud, R. Amils, J. C. Quintanilla et al. — Springer Berlin Heidelberg, 2011. — P. 807. — ISBN 978-3-642-11274-4. — DOI:10.1007/978-3-642-11274-4_778. (a link on Google Books)
  4. ↑ а б в г д Hartmann, W. K. (1981). Discovery of multi-ring basins: Gestalt perception in planetary science. Multi-ring basins: Formation and evolution; Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference, Houston, TX, November 10-12, 1980. (A82-39033 19-91): 79—90. Bibcode:1981mrbf.conf...79H. Архів оригіналу за 28 січня 2019. Процитовано 28 лютого 2015.
  5. ↑ а б в Frey, H. V. (July 2008). Ages of very large impact basins on Mars: Implications for the late heavy bombardment in the inner solar system. Geophysical Research Letters. 35 (E13). Bibcode:2008GeoRL..3513203F. doi:10.1029/2008GL033515. Архів оригіналу за 27 серпня 2017. Процитовано 28 лютого 2015.
  6. ↑ а б Frey, H. V. (2008). Previously unrecognized large lunar impact basins revealed by topographic data (PDF). Abstracts of Papers Submitted to the Lunar and Planetary Science Conference 39, abstract 1344. Архів оригіналу (PDF) за 6 жовтня 2022. Процитовано 18 травня 2022.
  7. ↑ а б в г Frey, H. V. (2009). Crustal Thickness Evidence for More Previously Unrecognized Large Lunar Basins (PDF). 40th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XL), held March 23-27, 2009 in The Woodlands, Texas, id.1687. Bibcode:2009LPI....40.1687F. Архів оригіналу (PDF) за 26 вересня 2020. Процитовано 28 лютого 2015.
  8. ↑ а б в г Fassett, C. I.; Head, J. W.; Baker, D. M. H. та ін. (April 2012). Large impact basins on Mercury: Global distribution, characteristics, and modification history from MESSENGER orbital data. Journal of Geophysical Research. 117 (E12). Bibcode:2012JGRE..117.0L08F. doi:10.1029/2012JE004154. Архів оригіналу за 27 серпня 2017. Процитовано 28 лютого 2015. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  9. ↑ Hartmann, W. K.; Kuiper, G. P. (1962). Concentric Structures Surrounding Lunar Basins (PDF). Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 1: 51—66. Bibcode:1962CoLPL...1...51H. Архів оригіналу (PDF) за 20 грудня 2014. Процитовано 28 лютого 2015.
  10. ↑ а б в Wilhelms D. Chapter 4. Basin materials — Orientale // Geologic History of the Moon. — 1987. — P. 57, 64–65. — (United States Geological Survey Professional Paper 1348) Архівовано з джерела 14 травня 2013
  11. ↑ Wood C. A., Anderson L. (1978). New morphometric data for fresh lunar craters (PDF). Proceedings of the 9th Lunar and Planetary Science Conference, Houston, Texas, March 13-17, 1978: 3669—3689. Bibcode:1978LPSC....9.3669W. Архів оригіналу (PDF) за 10 жовтня 2017. Процитовано 18 травня 2022.
  12. ↑ а б в г д е ж и к Andrews-Hanna, J. C., Zuber M. T. (2010). Elliptical craters and basins on the terrestrial planets (PDF). The Geological Society of America Special Paper 465: 1—13. doi:10.1130/2010.2465(01). Архів оригіналу (PDF) за 25 лютого 2015. Процитовано 28 лютого 2015. [Архівовано 2015-02-25 у Wayback Machine.]
  13. ↑ Ernst C. M., Denevi B. W., Barnouin O. S. та ін. (2015). Stratigraphy of the Caloris Basin: Implications for Volcanic History and Basin Impact Melt. Icarus. 250: 413—429. Bibcode:2015Icar..250..413E. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.003. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  14. ↑ Head J. W. (1976). Evidence for the sedimentary origin of Imbrium sculpture and lunar basin radial texture. The moon. 15 (3-4): 445—462. Bibcode:1976Moon...15..445H. doi:10.1007/BF00562252.
  15. ↑ Venus Craters by Descending Diameter. Venus Crater Database. Lunar and Planetary Institute. 2013. Архів оригіналу за 11 листопада 2013. Процитовано 1 серпня 2014.
  16. ↑ Venus: Crater, craters. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 2 серпня 2014. Процитовано 1 серпня 2014.
  17. ↑ Herrick, R. R.; Sharpton, V. L. (1996). Geologic history of the Mead impact basin, Venus. Geology. 24 (1): 11—14. Bibcode:1996Geo....24...11H. doi:10.1130/0091-7613(1996)024<0011:GHOTMI>2.3.CO;2.
  18. ↑ McGill, G. E. (1989). Buried topography of Utopia, Mars: Persistence of a giant impact depression. Journal of Geophysical Research. 94 (B3): 2753—2759. Bibcode:1989JGR....94.2753M. doi:10.1029/JB094iB03p02753.
  19. ↑ Fassett C. I., Head J. W., Blewett D. T., Chapman C. R., Dickson J. L., Murchie S. L., Solomon S. C., Watters T. R. (August 2009). Caloris impact basin: Exterior geomorphology, stratigraphy, morphometry, radial sculpture, and smooth plains deposits (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 285 (3–4): 297—308. Bibcode:2009E&PSL.285..297F. doi:10.1016/j.epsl.2009.05.022. Архів оригіналу (PDF) за 18 грудня 2013. Процитовано 28 лютого 2015. [Архівовано 2013-12-18 у Wayback Machine.] (міні-версія [Архівовано 27 листопада 2020 у Wayback Machine.], Bibcode: 2009LPI....40.1899F)
  20. ↑ а б Byrne, C. J. (2007). Interior of the Near Side Megabasin of the Moon (PDF). 38th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XXXVIII), held March 12-16, 2007 in League City, Texas. LPI Contribution No. 1338, p.1248. Bibcode:2007LPI....38.1248B. Архів оригіналу (PDF) за 15 березня 2012. Процитовано 28 лютого 2015.
  21. ↑ а б Byrne, C. J. (2011). Absolute Zircon Ages for Pre-Nectarian Events and a Proposed Age for the Near Side Megabasin (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference, held March 7-11, 2011 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1608, p.1518. Bibcode:2011LPI....42.1518B. Архів оригіналу (PDF) за 26 вересня 2020. Процитовано 28 лютого 2015.
  22. ↑ Byrne, C. J. (2008). The Moon's Near Side Megabasin (PDF). NLSI Lunar Science Conference, held July 20-23, 2008 at NASA Ames Research Center, Moffett Field, California, LPI Contribution No. 1415, abstract no. 2018. Bibcode:2008LPICo1415.2018B. Архів оригіналу (PDF) за 2 квітня 2015. Процитовано 28 лютого 2015.
  23. ↑ Hiesinger H., Head J. W. (2002). Topography and morphology of the Argyre Basin, Mars: implications for its geologic and hydrologic history (PDF). Planetary and Space Science. 50 (10–11): 939—981. Bibcode:2002P&SS...50..939H. doi:10.1016/S0032-0633(02)00054-5. Архів оригіналу (PDF) за 4 лютого 2021. Процитовано 28 лютого 2015.
  24. ↑ Wood C. A. (14 серпня 2004). Impact Basin Database. lpod.org. Архів оригіналу за 7 серпня 2014. Процитовано 10 лютого 2015. [Архівовано 2014-08-07 у Wayback Machine.]

Посилання

ред.

Література

ред.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Імпактний_басейн&oldid=44048930