Вальгалла (Каллісто)
Вальгалла — велика кільцева структура на поверхні Каллісто, супутника Юпітера. Назва структура походить від Вальгалли, що за германо-скандинавською міфологією є житлом бога Одіна в Асґарді, де за його вибором спочивають звитяжні воїни після своєї смерті.
| Вальгалла лат. Valhalla | ||||
 і кільцева структура, темніша | ||||
|
Центральна частина Вальгалли, яскравіша, | ||||
| 14°42′ пн. ш. 56°00′ зх. д. / 14.7° пн. ш. 56° зх. д.Координати: 14°42′ пн. ш. 56°00′ зх. д. / 14.7° пн. ш. 56° зх. д. | ||||
| Небесне тіло | Каллісто | |||
| Тип | метеоритний | |||
| Діаметр | 3800 км | |||
| Епонім | Валгалла | |||
Вальгалла складається з метеоритного кратеру діаметром 360 км і хребтів у вигляді концентричних кілець, що досягають діаметру до 1500 км від центра утворення, внаслідок чого Вальгалла є найбільшою подібною структурою Каллісто.
Формування системи концентричних кілець Вальгалли може бути наслідком наявності рідкого або напіврідкого шару під крихкою літосферою Каллісто[1].
Загальний опис ред.
Басейн Вальгалли, діаметром близько 3800 км, є найбільшою кільцевою структурою на Каллісто й у всій Сонячній системі.[2] Її було виявлено на фотографії, надісланій на Землю зондом Вояджер 1979-80 роках, який пролітав тоді над «фронтальною» півкулею Каллісто (тією, що завжди обернена до Юпітера). З геологічного погляду, структура складається з трьох зон: центральної, внутрішньої й зовнішньої зон розломів і рельєфів.
Центральна зона, близько 360 км діаметром, є прикладом палімпсесту: округла пляма з високим альбедо, місце, де стався удар. Поверхня є відносно гладенькою, і має рябий вигляд. Багато кратерів там є темними плямами. На зображеннях високої роздільної здатності, зібраних зондом «Галілео», центральна частина Вальгалли має численні яскраві оборки, оточені гладенькими й темними рівнинами[3].
Внутрішня зона розломів оточує палімпсест центральної. Гори, які оточують цей палімпсест, мають круті схили назовні. Після їх детальнішого дослідження, було виявлено, що ці укоси перериваються невеликими блискучими прожилками, оточеними темною й гладенькою речовиною. Це свідчить про дуже деградовані структури. Розломи, що розташовані на великій відстані від центру, звивисті і, здається, є ґрабенами (шириною до 20 км). Внутрішня зона розломів простягається на 950 км від центру басейну.
Зовнішня зона розломів — територія від 1500 до 1900 км від центру Вальгалли, хоча її зовнішня межа чітко не визначена. Складається з широких звивистих утворень із подвійною стінкою (скидів), які, як і внутрішні розломи, здається, є ґрабенами, але ширші (до 30 км). Вони також сильно зруйновані. На зображеннях зонда «Галілео» не було виявлено вулканічних потоків чи інших ознак ендогенної активності, які могли б призвести до утворення ґрабенів, як це припускалося після аналізу даних Вояджера. Усі утворення басейну Вальгалли виникали внаслідок зіткнень або мають тектонічне походження.
Кратери ред.
Кілька великих кратерів і кратерних ланцюжків накладаються один на одного у Вальгаллі. На північній околиці є ланцюг Gomul Catena і кратери Егдір (~60 км[4]) і Мімір (~47 км[5]). Довгий ланцюг кратерів, що, імовірно, утворилися від падіння шматків комети, яку ще раніше розвалили припливні сили Юпітера (як це сталося з кометою Шумейкерів-Леві 9). У південній частині басейну Вальгалли розташовані ще два великих кратери: Sarakka і Nár; на східній межі між внутрішньою і зовнішньою зонами розломів розташований кратер Череп (~90 км[6]) і ланцюг Svol Catena. На заході спостерігається друга багатокільцева структура Асґарду[7]. Рівнини центральної частини Вальгалли мають значно меншу кількість кратерів. Це свідчить про відносну молодість цієї частини, порівняно з іншими ділянками поверхні Каллісто.
Походження ред.
Багатокільцева структура Вальгалли (як й інші аналогічні структури Каллісто), імовірно, утворилася внаслідок зіткнення, яке пронизало тверду літосферу супутника і досягло підстильного шару, що складається з м'якшої речовини[8], теплого льоду чи навіть рідини, існування якого передбачалося на підставі даних про магнітне поле, зібраних під час місії «Галілео»[9]. Рух речовини, яка заповнювала створену зіткненням порожнину, спричинив утворення розломів у літосфері[10]. Точний вік структури Вальгалли не відомий; однак, це наймолодша з чотирьох аналогічних структур на Каллісто. Оцінки її віку різняться від 2 до 4 мільярдів років[3].
Знімки, зроблені космічним апаратом Галілео, які не показують жодних ознак пошкодження поверхні на діаметрально протилежному боці супутника. Зазвичай, у результаті зіткнення об'єкта, що призвело до утворення кратерів такого масштабу, це може пошкодити протилежну точку внаслідок фокусування сейсмічних хвиль. Яскравим прикладом цього явища є густа мережа тріщин на поверхні Меркурія у точці, діаметрально протилежній кратеру, що утворює рівнину Спеки. Відсутність таких розломів на Каллісто підтверджує існування океану під поверхнею, принаймні, на час утворення структури Вальгалли, який поглинув більшу частину сейсмічної енергії[11].
Примітки ред.
- ↑ (англ.) United States Geological Survey (USGS) (ред.). Valhalla. Архів оригіналу за 24 грудня 2016. Процитовано 19 жовтня 2014.
- ↑ (англ.) Callisto, one of Jupiter’s moons, 1979. Science & Society. Архів оригіналу за 12 березня 2021. Процитовано 5 лютого 2009.
- ↑ а б (англ.) Greeley, R.; Klemaszewski, J.E.; Wagner L. та ін. (2000). Galileo views of the geology of Callisto. Planetary and Space Science. 48 (9): 829—853. Bibcode:2000P&SS...48..829G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7.
- ↑ (англ.) Egdir Crater. United States Geological Survey (USGS). Процитовано 16 лютого 2009.
- ↑ (англ.) Mimir Crater. United States Geological Survey (USGS). Процитовано 16 лютого 2009.
- ↑ (англ.) Skuld Crater. United States Geological Survey (USGS). Процитовано 16 лютого 2009.
- ↑ (англ.) Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN (вид. 2002), U.S. Geological Survey, архів оригіналу за 14 жовтня 2011, процитовано 20 березня 2017
- ↑ (англ.) Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. (2001). Geological Evidence for an Ocean on Callisto (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1818. Архів оригіналу (pdf) за 4 лютого 2012. Процитовано 20 березня 2017.
- ↑ (англ.) Spohn, T.; Schubert, G. (2003). Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? (PDF). Icarus. 161 (2): 456—467. Bibcode:2003Icar..161..456S. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Архів оригіналу (pdf) за 27 лютого 2008. Процитовано 20 березня 2017.
- ↑ (англ.) Shenk, Paul M. (1995). The geology of Callisto. Journal of Geophysical Research. 100 (E9): 19, 023—40. Bibcode:1995JGR...10019023S. doi:10.1029/95JE01855.
- ↑ (англ.) Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. та ін. (2004). Callisto (PDF). У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ред.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Архів оригіналу (pdf) за 27 березня 2009. Процитовано 20 березня 2017.