Dorzecze Bieguna Południowego-Aitken

Dorzecze Bieguna Południowego-Aitken Obraz w Infobox. Mapa topograficzna basenu Biegun Południowy-Aitken na podstawie danych z KAGUYA . Kolor czerwony oznacza duże wzniesienie, fioletowy niskie wzniesienie. Fioletowe i szare eliptyczne pierścienie wyznaczają wewnętrzne i zewnętrzne ściany basenu. (Czarny pierścień jest starym przybliżeniem jego granic). Geografia
Gwiazda Księżyc
Wysokość -9,1 km
Średnica 2500 km
Głębokość 13 000 m
Czworobok LQ24 ( d )
Geologia
Rodzaj Krater uderzeniowy
Badanie
Tytułowy Księżycowy biegun południowy , Aitken

Zagłębie South Pole-Aitken to największe zagłębie uderzenia powierzchnia Księżyca , a nawet układ słoneczny , z około 2500 kilometrów średnicy do 13 kilometrów głębokości. Jedynym basenem uderzeniowym, który się do niego zbliża, jest Hellas Planitia na Marsie o średnicy 2100 kilometrów. Basen ten został nazwany na cześć dwóch miejsc księżycowych znajdujących się po przeciwnych stronach krateru: krateru Aitken na północnym zboczu i południowego bieguna Księżyca na południowym zboczu. Zewnętrzną koronę krateru można zobaczyć z Ziemi jako olbrzymie pasmo górskie położone w pobliżu linii kończyny - linii horyzontu - na południe od Księżyca i czasami nazywane „Górami Leibnitz  ”, chociaż nazwa ta nigdy nie została oficjalnie uznana. przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU).

Nomenklatura

Gdy energia kinetyczna z udaru jest wystarczająca do osiągnięcia płaszcz przez skorupę i przyczyna magmowych wysięków , mówimy o zlewni uderzenia i już nie krater .

Odkrycie

Istnienie gigantycznego basenu po drugiej stronie Księżyca przypuszczano już w 1962 roku, na podstawie zdjęć z pierwszych sond księżycowych ( Luna 3 i Zond 3 ), ale dopiero w połowie lat sześćdziesiątych geolodzy mogli dokonać pomiarów to z pełnym pokryciem fotograficznym programu Lunar Orbiter . Dane z wysokościomierza laserowego uzyskane podczas misji Apollo 15 i 16 wykazały, że północna część basenu była bardzo głęboka, ale ponieważ dane zebrane przez moduły służby i dowodzenia podczas ich orbit dotyczyły tylko regionu równikowego, topografia pozostałej części basenu basen nadal pozostawał nam nieznany. Pierwsza kompletna mapa geologiczna przedstawiająca granice basenu została opublikowana w 1977 roku przez USGS . Nie było wiadomo do końca lat 90., kiedy sondy Galileo i Clementine przeleciały nad Księżycem. Obrazy wielospektralne uzyskane podczas tych misji wykazały, że basen był bogatszy w FeO i TiO 2niż typowe płaskowyże księżycowe, stąd jego ciemniejszy wygląd. Topografia basenu została po raz pierwszy w pełni odwzorowana na podstawie danych wysokościowych i analizy obrazów stereoskopowych uzyskanych podczas misji Clementine. Niedawno skład basenu został zbadany bardziej szczegółowo, analizując dane uzyskane przez spektrometr gamma na pokładzie Lunar Prospector .

Charakterystyka fizyczna

Najniższe wysokości Księżyca (−6  km ) znajdują się wewnątrz basenu, a najwyższe (około +8  km ) znajdują się na północno-wschodnich zboczach basenu. Ze względu na duże rozmiary basenu uważa się, że skorupa w tym miejscu jest cieńsza niż typowa skorupa księżycowa, ponieważ w wyniku uderzenia przemieszczono dużą ilość materiału. Mapy grubości skorupy ziemskiej zbudowane z topografii Księżyca i pola grawitacyjnego wskazują na grubość około 15  km poniżej dna basenu, dla porównania średnia ogólna oscyluje wokół 50  km .

Skład basenu, zgodnie z misjami Galileo, Clementine i Lunar Prospector, różni się od składu typowych regionów górskich. Co ważniejsze, żadna z próbek uzyskanych przez amerykańskie misje Apollo i rosyjską Luna, ani też księżycowe meteoryty zebrane na Ziemi nie mają porównywalnego składu. Dane uzyskane z orbitujących sond wskazują, że gleba basenu wykazuje znaczną zawartość żelaza , tytanu i toru . Geologicznie, gleba basenu jest bogatsza w klinopiroksen i ortopiroksen niż otaczające go regiony górskie, które są przeważnie anortozytyczne .

Istnieje kilka możliwości wyjaśnienia tej innej sygnatury chemicznej:

Pochodzenie anomalii w składzie tego basenu nie jest dziś jeszcze pewne, a do rozstrzygnięcia tej debaty prawdopodobnie konieczna będzie przykładowa misja powrotna. Aby skomplikować sprawę, faktem jest, że wszystkie trzy wspomniane możliwości mogły odegrać rolę w anomalii geochemicznej tego basenu. Ponadto możliwe jest, że duża część powierzchni Księżyca w pobliżu tej niecki została stopiona podczas uderzenia, a późniejsze zróżnicowanie stopionego gruntu od tego uderzenia spowodowało anomalie geochemiczne.

Pochodzenie

Niemal pionowe symulacje uderzeń pokazują, że ten basen musiał wydobyć ogromne ilości materiału z głębokiego płaszcza co najmniej 200  km pod powierzchnią. Jednak dotychczasowe obserwacje nie potwierdzają basenu zbudowanego z płaszcza, a mapy grubości skorupy ziemskiej sugerują obecność około 10 kilometrów skorupy poniżej dna tego basenu. Sugerowało to niektórym, że miednica nie została uformowana w wyniku typowego uderzenia z dużą prędkością, ale raczej przez uderzający o niskiej prędkości pod niewielkim kątem (około 30 ° lub mniej), który n nie wykopałby zbyt głęboko w księżycową glebę. Zakładanym dowodem na tę hipotezę byłyby duże wysokości, na północny wschód od zbocza basenu bieguna południowego-Aitken, które mogłyby reprezentować asymetryczne wyrzuty tego ukośnego uderzenia.

Uwagi i odniesienia

  1. (w) WM Kaula, G. Schubert, RE Lingenfelter, Sjogren WL, WR Wollenhaupt, „  Apollo laser altimetry and inferences as to lunar structure  ” , Proceedings of the 5th Lunar Conference , New York - Pergamon Press, Vol.  3, 18-22 marca 1974, s.  3049–3058 ( czyt. Online , przeglądano 23 października 2008 r. )
  2. (w) OF Stuart Alexander, „  Geologic map of the central far side of the Moon  ” , US Geological Survey , Vol.  I-1047, 1978( [PDF] , dostęp 23 października 2008 )
  3. (en) MA MA Wieczorek, L. Jolliff, A. Khan, ME Pritchard, BP Weiss, JG Williams, LL Hood, K. Righter, CR Neal, CK Shearer, IS McCallum, S. Tompkins, BR Hawke, C. Peterson, JJ Gillis i B. Bussey , „  The Constitution and Structure of the Lunar Interior  ” , Rev. Minerał. Geochem. , Mineralogical Society of America, vol.  60, n o  1,styczeń 2006, s.  221–364 ( DOI  10.2138 / rmg.2006.60.3 )
  4. (w) P. Lucey, RL Korotev, JJ Gillis, LA Taylor, D. Lawrence, BA Campbell, R. Elphic, B. Feldman, LL Hood, D. Hunten M. Mendillo, S. Noble, JJ Papike, RC Reedy, S. Lawson, T. Prettyman, O. Gasnault i S. Maurice , „  Understanding the Lunar Surface and Space-Moon Interactions  ” , Rev. Minerał. Geochem. , Mineralogical Society of America, vol.  60, n o  1, styczeń 2006, s.  83-219 ( DOI  10.2138 / rmg.2006.60.2 )

Zobacz też

Powiązane artykuły

Linki zewnętrzne