Ina (krater) - Ina (crater)

W
Ina (LRO).jpg
Ina widziana przez Lunar Reconnaissance Orbiter . Mały krater w lewym dolnym rogu to Osama , w lewym górnym ‒ Dag ; największym wzniesieniem w prawej części Iny jest Mons Agnes . Szerokość obrazu wynosi 3,5 km
Współrzędne 18°40′N 5°18′E / 18,66°N 5,30°E / 18,66; 5.30 Współrzędne : 18,66°N 5,30°E18°40′N 5°18′E /  / 18,66; 5.30
Średnica 2,9 km × 1,9 km
Głębokość 64 m²
Eponim Łacińskie imię żeńskie Ina
Dno Iny oświetlone niskim słońcem (6,6° nad horyzontem). Szerokość obrazu wynosi 1 km
Mons Agnes : jedyne nazwane wzgórze wewnątrz Iny. Szerokość obrazu wynosi 1 km

Ina jest osobliwym małym zagłębieniem (" krater " w nomenklaturze IAU ) na Księżycu , w Lacus Felicitatis . Ma kształt litery D , 2,9 x 1,9 km szerokości i 64 m głębokości (od najgłębszego punktu dna do najwyższego punktu obręczy).

Inę wyróżnia kilkadziesiąt niskich wzniesień o płaskich lub zaokrąglonych wierzchołkach i bardzo ostrych zaokrąglonych granicach, przypominających krople rtęci . Ich powierzchnia wygląda jak zwykła powierzchnia Księżyca, podczas gdy przestrzeń między nimi jest zupełnie inna. Ina jest najbardziej widoczną z kilkudziesięciu podobnych cech na Księżycu. Ich pochodzenie jest niejasne.

Odkrywanie, eksploracja i nazewnictwo

Ina została odkryta na zdjęciach wykonanych w 1971 roku przez załogę Apollo 15 z orbity księżycowej. Mogła zostać znaleziona 5 lat wcześniej na zdjęciach wykonanych przez Lunar Orbiter 4, ale wada fotograficzna nie zapobiegła temu. Pod koniec 1972 roku Inę obserwowała i fotografowała załoga Apollo 17 . Po Apollo został rozpoznany przez kilka orbitujących statków kosmicznych, począwszy od 2009 roku, kiedy Lunar Reconnaissance Orbiter uzyskał zdjęcia Iny o rozdzielczości około 0,5 m/piksel i przy różnych kątach oświetlenia.

Na topofotomapie opublikowanej w 1974 roku przez NASA obiektowi temu nadano łacińskie imię żeńskie Ina, zgodnie z konwencją nadawania małym kraterom księżycowym ludzkich imion. W 1979 roku nazwa ta została przyjęta przez Międzynarodową Unię Astronomiczną . W publikacjach z ery Apollo ta cecha nazywana jest kalderą D ze względu na swój kształt i wówczas uważano ją za unikalną cechę Księżyca.

Dwie sąsiadujące obiekty zostały nazwane w 1976 roku. Są to małe kratery Osama na południowo-zachodnim krańcu Iny i Dag na jej północnym zachodzie (oba mają 400 m średnicy). Najszersza skocznia we wschodniej części Iny (650 m szerokości) została nazwana w 1979 roku Mons Agnes .

Opis

Ina znajduje się na szczycie zaokrąglonej wysoczyzny (kopuły) o wysokości 300 mi średnicy 15 km. Położone jest na wydłużonym płaskowyżu ( horst ) o szerokości około 30 km. Ten płaskowyż znajduje się pośrodku Lacus Felicitatis  – małego jeziora księżycowego pomiędzy Mare Serenitatis , Mare Vaporum i Mare Imbrium .

Ina to depresja w kształcie litery D o wymiarach 2,9 km × 1,9 km. Ma podwyższoną krawędź o szerokości 600–1000 m i wysokości 30–40 m. Wschodnia część obrzeża jest o 10 m wyższa niż zachodnia. Jej nachylenie zewnętrzne jest bardzo łagodnie nachylone (1°–3°) i nie ma wyraźnej krawędzi, podczas gdy nachylenie wewnętrzne jest bardzo strome (dziesiątki stopni) i ma bardzo ostrą granicę z zagłębieniem. Najgłębszy punkt depresji znajduje się nieco na północny zachód od jej centrum. Ten punkt jest o 30 m głębszy niż krawędzie zagłębienia i 64 m głębszy niż najwyższy punkt obręczy.

Wewnątrz Iny występują wyraźnie dwa rodzaje nawierzchni: wzgórza i niziny. Powierzchnia wzgórz wygląda jak zwykła powierzchnia Lacus Felicitatis, podczas gdy powierzchnia nizin jest zupełnie inna.

W obrębie Iny znajduje się kilkadziesiąt wzniesień. Są zróżnicowane pod względem wielkości i mają zaokrąglone krawędzie przypominające ameby , jak krople rtęci . Wiele z nich jest połączonych z innymi wzgórzami lub krawędzią zagłębienia. Są raczej niskie (5–25 m, zwykle 10–15 m). Ich wierzchołki są płaskie lub lekko zaokrąglone, a zbocza strome. Krawędzie wzniesień są zazwyczaj bardzo ostre. Często otoczone są niewielką fosą. Granica między wzgórzami a niziną ma taki sam wygląd jak zewnętrzna granica obniżenia. Powierzchnia wzgórz jest bardzo gładka w porównaniu z nizinami. Ponadto, chociaż liczebność próby nie jest duża, na wzgórzach występuje gęstość kraterów uderzeniowych pośrednia między świeżymi nizinami a sąsiednimi starożytnymi równinami Lacus Felicitatis.

Niziny Iny są znacznie bardziej nierówne niż jej wzgórza i wykazują wiele małych, nieregularnych rzeźb, których wysokość nie przekracza kilku metrów. Widoczne są tam również kratery. Niektóre niziny zawierają małe łaty o bardzo jasnym odcieniu. Są to wychodnie rozproszonych skał o wielkości 1–5 m . Takie płaty znajdują się głównie w pobliżu granicy nizin i wzgórz, zwłaszcza w najniższych miejscach.

Niziny Iny są jasnoniebieskie i szare. Wzgórza są ciemniejsze i brązowe (zwykły księżycowy kolor powierzchni). Niziny przypominają świeżo odsłonięty bazalt z wysoką zawartością tytanu, jak bazalt widoczny w niektórych młodych kraterach uderzeniowych. Inę otacza słaba ciemna aureola. Powierzchnia jego otoczenia jest nieco bardziej niebieska niż ta bardziej odległa.

Analogi

Główny artykuł: Nieregularna łatka klaczy

Ina jest najwybitniejszym, dużym i dobrze znanym przedstawicielem klasy cech zwanych nieregularnymi łatami klaczy , które są również znane jako „wgłębienia łąkotki” ze względu na podobieństwo ich krawędzi do wypukłej łąkotki . Na Księżycu znanych jest kilkadziesiąt takich cech , wszystkie zlokalizowane na marii . Przypuszcza się, że mają one pochodzenie wulkaniczne, ale istnieje kilka alternatywnych hipotez (patrz Pochodzenie poniżej), a ich pochodzenie jest dalekie od pewności. Nieco podobne, ale wyraźne cechy, zwane wgłębieniami , są dość powszechne na Merkurym . Cechy te różnią się od wgłębień menisku księżycowego jasnymi aureolami; są również bardziej rozpowszechnione, często większe i zwykle zlokalizowane w kraterach uderzeniowych.

  • Ina-podobna cecha w księżycowej Mare Tranquillitatis . Szerokość obrazu to 3 km.

  • „Hollows” na Merkurym . Kolory są wzmocnione. Szerokość obrazu to 7 km.

Interpretacje

Wiek

Powierzchnia niziny Iny wydaje się znacznie młodsza niż powierzchnia jej wzgórz i zewnętrznego otoczenia. Dowodem na to jest jasny kolor i niska koncentracja kraterów na tych nizinach. Powierzchnia Księżyca z czasem ciemnieje, a liczne uderzenia meteorytów pokrywają ją kraterami, zamazują ostre krawędzie wszystkich rzeźb i łagodzą zbocza. Ina wydaje się być jedną z najmłodszych postaci na Księżycu. Powierzchnia wzgórz jest znacznie starsza: jej wiek wydaje się z grubsza równy wiekowi zwykłej powierzchni Lacus Felicitatis (ponad 1 miliard lat), ale zbocza i krawędzie tych wzgórz są młode: nie były w stanie utrzymać ich stromość i ostrość nawet przez 50 milionów lat. Kopuła, na której siedzi Ina, wydaje się być nieco młodsza od otoczenia, sądząc po koncentracji krateru.

Z drugiej strony, niższy jest wiek wierzchołków wzgórz Iny: 33±2 mln lat (na podstawie liczenia kraterów z wynikiem 137 kraterów/km 2 dla kraterów o średnicy >10 m).

Najnowsze badania sugerują, że Ina nie jest taka młoda. W badaniu przyjrzano się dobrze zbadanym wulkanom na Ziemi, które mogą być podobne do Iny. Ina wydaje się być kraterem na wulkanie tarczowym, łagodnie opadającej górze podobnej do wulkanu Kilauea na Hawajach. Kilauea ma krater podobny do Ina, znany jako krater Kilauea Iki, który ostatnio wybuchł w 1959 roku.

Gdy lawa z tej erupcji zestaliła się, utworzyła wewnątrz wykopu wysoce porowatą warstwę skalną z podziemnymi pęcherzykami o średnicy trzech stóp i pustą przestrzenią na powierzchni sięgającą dwóch stóp. Ta porowata powierzchnia, jak twierdzą Head i jego koledzy, jest stworzona przez naturę lawy, która wybuchła w późnych stadiach takich wydarzeń. Gdy podpowierzchniowe zapasy lawy zaczynają się zmniejszać, wybucha jako „magmowa piana” – bulgocząca mieszanina lawy i gazu. Gdy ta pianka ostygnie i zestali się, tworzy bardzo porowatą powierzchnię.

Naukowcy sugerują, że erupcja Ina również wytworzyłaby pianę magmową. A z powodu zmniejszonej grawitacji Księżyca i prawie nieobecnej atmosfery księżycowa piana byłaby jeszcze bardziej puszysta niż na Ziemi, więc oczekuje się, że struktury wewnątrz Ina są jeszcze bardziej porowate niż na Ziemi.

To właśnie wysoka porowatość tych powierzchni unieważnia szacunki Iny, zarówno poprzez ukrywanie nagromadzenia regolitu, jak i zliczanie kraterów.

Jak twierdzą naukowcy, wysoce porowata powierzchnia pozwoliłaby luźnym skałom i pyłowi przefiltrować się w pustą przestrzeń powierzchniową, sprawiając wrażenie, jakby nagromadziło się mniej regolitu. Proces ten byłby utrwalany przez wstrząsy sejsmiczne w regionie, z których większość jest spowodowana trwającymi uderzeniami meteorów. „To jak uderzanie w bok sita, aby przepuścić mąkę” – powiedział Head. „Regolith jest wepchnięty do dziur, zamiast siedzieć na powierzchni, co sprawia, że ​​Ina wygląda o wiele młodziej”.

Porowatość może również zaburzać liczbę kraterów. Eksperymenty laboratoryjne z użyciem szybkoobrotowego działa pociskowego wykazały, że uderzenia w porowate cele powodują powstawanie znacznie mniejszych kraterów. Naukowcy twierdzą, że ze względu na ekstremalną porowatość Iny jej kratery są znacznie mniejsze niż normalnie, a wiele kraterów może być w ogóle niewidocznych. To może drastycznie zmienić szacowany wiek uzyskany na podstawie liczby kraterów.

Naukowcy szacują, że porowata powierzchnia zmniejszyłaby trzykrotnie rozmiary kraterów na kopcach Iny. Innymi słowy, impaktor, który utworzyłby krater o średnicy 100 stóp w księżycowej skale bazaltowej, utworzyłby krater o długości nieco ponad 30 stóp w złożu piany.

Biorąc pod uwagę tę zależność skalowania, zespół otrzymuje skorygowany wiek kopców Ina wynoszący około 3,5 miliarda lat. Jest to podobne do wieku powierzchni wulkanicznej tarczy otaczającej Inę i umieszcza aktywność Ina w ramach czasowych powszechnego wulkanizmu na Księżycu .

Naukowcy uważają, że ta praca dostarcza wiarygodnego wyjaśnienia formacji Iny bez konieczności przywoływania zagadkowej miliardowej przerwy w aktywności wulkanicznej.

„Uważamy, że młodo wyglądające cechy Iny są naturalną konsekwencją erupcji piany magmowej na Księżycu” – powiedział Head. „Formy terenu stworzone przez te pianki wyglądają po prostu dużo młodziej niż są”.

Pochodzenie

Pochodzenie Iny jest niejasne od 2015 roku. Początkowo interpretowano ją jako kalderę bardzo niskiego pradawnego wulkanu. Inna wersja uważa to za wynik silnego wyrzucenia niektórych gazów (wulkanicznych lub nawet radiogenicznych), które usunęły regolit . W tym przypadku wzgórza są miejscami, w których zachował się oryginalny regolit. Druga hipoteza mówi, że wzgórza są strumieniami lawy , nadmuchiwanymi podczas wzrostu pod gęstą powłoką. Wszystkie te wersje mają wady. W szczególności Ina nie wydaje się mieć pierścienia wyrzutów wulkanicznych, a aktywność wulkaniczna na Księżycu wydaje się ustać dawno temu.

Według jednej innej wersji, Ina pojawiła się (i nadal się tworzy) w wyniku zapadnięcia się regolitu w niektóre podziemne wnęki. Mogą to być starożytne rurki lawowe lub wynik parowania lotnych związków. W takim przypadku jasne skaliste miejsca na dnie Iny to miejsca, gdzie regolit już opadł, podczas gdy ciemniejsze części nizin to miejsca, w których zapadanie się jest niekompletne, a wzgórza są powoli zanikającymi pozostałościami pierwotnej powierzchni.

Bibliografia

Linki zewnętrzne