Elivagar Flumina — Вікіпедія

Elivagar Flumina. Ліворуч — край кратера Менрва. Світла область, у яку впадають русла, праворуч угорі переходить у поле дюн (темні смужки). Радарний знімок «Кассіні» (15 лютого 2005), ширина — 500 км
Порівняння двох радарних знімків. Відмінності є наслідком різного напрямку радарного променя та різної відстані зйомки. На одному знімку (зробленому 20 червня 2011) русла видно погано, але видно їх рельєф у місцях розширень. Ширина — 600 км
Elivagar Flumina (Титан)
Elivagar Flumina
Розташування Elivagar Flumina на інфрачервоній карті Титана

Elivagar Flumina (з латинської — «річки Елівагар») — одна з найбільших[1] відомих річкових систем Титана. Утворена потоками рідких вуглеводнів (скоріш за все, метану)[2][3][1], але нині суха, як і більшість річищ супутника[1]. Ці русла досягають довжини 200 км[4][2] і впадають у радарно-яскраву (ймовірно, вкриту їхніми наносами) область розміром близько 250×150 км[5][6]. Знаходяться на північному заході темного регіону Фенсал, у світлій області біля східного краю великого кратера Менрва (координати центру — 19°18′ пн. ш. 78°30′ зх. д. / 19.3° пн. ш. 78.5° зх. д. / 19.3; -78.5[7]).

Цей об'єкт отримав ім'я Елівагара — системи отруйних крижаних потоків у скандинавській міфології — згідно з рішенням Міжнародного астрономічного союзу називати русла на Титані іменами міфічних річок[8]. Цю назву було затверджено МАС 27 вересня 2007 року[7]. Русла Елівагар стали першою найменованою позаземною річковою системою. Друга така система — Vid Flumina — названа ім'ям одного з міфічних елівагарських потоків, хоча й не має стосунку до титаніанського Елівагара[9].

Відкриття та дослідження[ред. | ред. код]

Всі існуючі на 2014 рік дані про цю річкову систему були отримані космічним апаратом «Кассіні». ЇЇ було відкрито на радарному знімку, зробленому 15 лютого 2005 року. 20 червня 2011 цю область було відзнято радаром вдруге (з гіршим розділенням)[10][11][12]. У більшості інфрачервоних знімків роздільна здатність ще нижча, і річищ на них не видно. Але 24 жовтня 2006 інструментом VIMS було отримано детальне інфрачервоне зображення (порівнянне за детальністю з радарними знімками) смуги поверхні шириною близько 15 км, що проходить через зону наносів Елівагара з північного заходу на південний схід. Самі русла в цю смугу не потрапили, крім невеликої ділянки одного з них (яке не потрапило, в свою чергу, на кращий радарний знімок)[13][14].

Опис[ред. | ред. код]

Русла Елівагару починаються в 20–30 км на схід від краю Менрви[15] та тягнуться на північний схід, де впадають у радарно-світлу область розміром близько 250×150 км, яку інтерпретують як зону річкових наносів[3][5][6]. На сході цієї області починається поле дюн[6].

Деякі з цих русел досягають довжини 210 км[4][2] та ширини 7 км[3]. У порівнянні з іншими річковими системами Титана це помірна довжина[4] та досить велика ширина[1][16]. Глибина русел точно не відома, але, судячи з наявних на 2008 рік даних (радарного знімку, де їх рельєфу не видно), навряд чи перевищує кілька десятків метрів[12]. Однак на знімку 2011 року (з іншим кутом радарного опромінення) в деяких місцях розширення їх рельєф все ж видно[17]. Русла звиваються, деінде меандрують, розгалужуються та зливаються, а перед впаданням у світлу область розширюються і утворюють дельти[3][12]. Порядок річки[en] (міра розгалуженості) у русел Елівагара дорівнює 2–3[1][4], що відносно небагато для річищ Титана (у русел регіону Ксанаду цей показник досягає 6–7[4]).

На радарних знімках Елівагар (як й інші річища невисоких широт Титана[6]) виглядає яскравим: у 2–3 рази яскравішим за свої околиці[3][12]. Область, у яку впадають русла, виглядає яскравою не лише на радарних, а й на інфрачервоних знімках (довжина хвилі 930 нм); власне русел на них не видно через недостатню роздільну здатність[3]. Річища та їх наноси (як і інші радіояскраві області Титана) примітні низькою яскравісною температурою на довжині хвилі радара «Кассіні» (2,17 см): вона у цих місцях на 6 градусів нижче, ніж в околицях. Але, ймовірно, це пояснюється не низькою справжньою (термодинамічною) температурою, а низьким коефіцієнтом теплового випромінювання, що пов'язане з високою відбивною здатністю[18].

Інтерпретація[ред. | ред. код]

Велика яскравість русел на радарних знімках (принаймні, частково) є наслідком нерівності їх дна на масштабі порядку довжини хвилі радара «Кассіні» (2,17 см) — тобто, їх дно вкрите частками розміром у сантиметри або більше[19][12][18], а дрібніші винесено потоками. Мінімальну глибину річки, яка на це здатна, оцінюють у 0,1–1 м, а витрату рідини — в 103–104 кубометра на секунду. Останню величину можна оцінити і за довжиною хвилі меандрів (що має порядок 10 км), і ці оцінки добре узгоджуються одна з одною[12].

Судячи з напрямку русел, місцевість там має похил на північний схід[3][12][5]. Судячи з наявності у цих русел меандрів, цей похил невеликий[12]. За альтиметричними даними його оцінюють у 0,1 % (1 м на 1 км), проте ці дані є лише для частини цієї території[20].

Схильність галузитися і знову зливатися[21][1], а також маленька глибина[22][12], характерна для енергійних тимчасових потоків, які прокладають собі шлях не обов'язково в старому руслі. Таким чином, морфологія Елівагара вказує на те, що він утворений ефемерними річками, що іноді дають раптові повені в зазвичай сухій місцевості[23][19][12]. З іншого боку, названі особливості русел можуть бути наслідком малого похилу поверхні[20]. Але сухість місцевого клімату підтверджується і наявністю дюн в околицях[6][23].

Чи пов'язане виникнення річок з ​​наявністю поблизу великого кратера, невідомо[24][16]. Але поблизу різних височин (у тому числі валів кратерів) знаходиться і чимало інших русел Титана. Можливо, це наслідок орографічних дощів (височини змушують повітряний потік підійматися, охолоджуватися і давати опади)[1][6][16]. Крім того, є припущення, що Елівагар, як і ряд інших річищ Титана, живився не дощами. Своїм розташуванням біля великого кратера він нагадує менші системи русел біля кратерів Селк і Кса. Деякі дослідники припускають, що вони, на відміну від інших річкових систем супутника, утворені рідиною, що просочилася з-під поверхні (можливо, навіть із підземного океану), чому посприяли удари, що створили кратери. Це добре узгоджується з помірною довжиною, досить великою шириною і малою розгалуженістю цих систем русел[4].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ а б в г д е ж Langhans M. H., Jaumann R., Stephan K. та ін. (2012). Titan’s fluvial valleys: Morphology, distribution, and spectral properties. Planetary and Space Science. 60 (1): 34—51. Bibcode:2012P&SS...60...34L. doi:10.1016/j.pss.2011.01.020. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  2. ↑ а б в PIA07366: Huygens Landing Site Similarities (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 18 лютого 2005. Архів оригіналу за 24 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  3. ↑ а б в г д е ж Elachi C., Wall S., Janssen M. та ін. (2006). Titan Radar Mapper observations from Cassini’s T3 fly-by (PDF). Nature. 441 (7094): 709—713. Bibcode:2006Natur.441..709E. doi:10.1038/nature04786. PMID 16760968. Архів оригіналу за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  4. ↑ а б в г д е Gilliam A. E., Jurdy D. M. (2014). Titan's Impact Craters and Associated Fluvial Features: Evidence for a Subsurface Ocean? (PDF). 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.2435. Bibcode:2014LPI....45.2435G. Архів оригіналу (PDF) за 12 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  5. ↑ а б в Wood C. A., Lorenz R., Kirk R., Lopes R., Mitchell K., Stofan E., Cassini Radar Team. (2010). Impact craters on Titan. Icarus. 206 (1): 334—344. Bibcode:2010Icar..206..334W. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021.
  6. ↑ а б в г д е Lopes R. M. C., Stofan E. R., Peckyno R. та ін. (2010). Distribution and interplay of geologic processes on Titan from Cassini radar data. Icarus. 205 (2): 540—558. Bibcode:2010Icar..205..540L. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.010. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  7. ↑ а б Elivagar Flumina. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 28 вересня 2007. Архів оригіналу за 14 грудня 2012. Процитовано 18 липня 2014.
  8. ↑ Categories for Naming Features on Planets and Satellites. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 14 травня 2013. Процитовано 18 липня 2014.
  9. ↑ Flumen, flumina: Nomenclature Search Results. Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.) . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 4 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  10. ↑ Jason Perry (11 червня 2013). Titan RADAR SAR Swaths (англ.) . The University of Arizona. Planetary Image Research Laboratory. Архів оригіналу за 18 травня 2014. Процитовано 18 липня 2014. — радарні знімки «Кассіні». Елівагар видно на смугах T3 (добре) та T77 (гірше)
  11. ↑ PIA14541: Cassini Radar Zooms Out on Menrva (англ.) . photojournal.jpl.nasa.gov. 15 серпня 2011. Архів оригіналу за 23 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014.
  12. ↑ а б в г д е ж и к л Lorenz R. D., Lopes R. M., Paganelli F. та ін. (2008). Fluvial channels on Titan: Initial Cassini RADAR observations (PDF). Planetary and Space Science. 56 (8): 1132—1144. Bibcode:2008P&SS...56.1132L. doi:10.1016/j.pss.2008.02.009. Архів оригіналу (PDF) за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  13. ↑ Le Corre L., Le Mouélic S., Sotin C., Combe J.-P., Rodriguez S., Barnes J. W., Brown R. H., Buratti B. J., Jaumann R., Soderblom J., Soderblom L. A., Clark R., Baines K. H., Nicholson P. D. (2009). Analysis of a cryolava flow-like feature on Titan. Planetary and Space Science. 57 (7): 870—879. Bibcode:2009P&SS...57..870L. doi:10.1016/j.pss.2009.03.005.
  14. ↑ Sotin C., Le Mouélic S., Brown R. H., Barnes J., Soderblom L., Jaumann R., Buratti B. J., Clark R. N., Baines K. H., Nelson R. M., Nicholson P. (2007). Cassini/VIMS Observations of Titan During the T20 Flyby (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.2444. Bibcode:2007LPI....38.2444S. ISSN 1540-7845. Архів оригіналу (PDF) за 4 березня 2016. Процитовано 18 липня 2014.
  15. ↑ Радарний знімок «Кассіні» (15 лютого 2005)
  16. ↑ а б в Baugh N. F. Fluvial Channels on Titan (Master of Science degree thesis, The University of Arizona). — ProQuest, 2008. — P. 21–23, 32. (копія [Архівовано 24 липня 2014 у Wayback Machine.])
  17. ↑ Порівняння радарних знімків «Кассіні», отриманих 15 лютого 2005 та 20 червня 2011
  18. ↑ а б Paganelli F., Janssen M. A., Stiles B. та ін. (2007). Titan’s surface from Cassini RADAR SAR and high resolution radiometry data of the first five flybys (PDF). Icarus. 191 (1): 211—222. Bibcode:2007Icar..191..211P. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.032. Архів оригіналу (PDF) за 14 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  19. ↑ а б Burr D. M., Taylor Perron J., Lamb M. P. та ін. (2013). Fluvial features on Titan: Insights from morphology and modeling (PDF). Geological Society of America Bulletin. 125 (3–4): 299—321. Bibcode:2013GSAB..125..299B. doi:10.1130/B30612.1. Архів оригіналу (PDF) за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  20. ↑ а б Lorenz R. D., Stiles B. W., Aharonson O. та ін. (2013). A global topographic map of Titan. Icarus. 225 (1): 367—377. Bibcode:2013Icar..225..367L. doi:10.1016/j.icarus.2013.04.002. Архів оригіналу за 25 липня 2014. Процитовано 18 липня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  21. ↑ Lorenz R., Mitton J. Titan Unveiled: Saturn's Mysterious Moon Explored. — Princeton University Press, 2010. — P. 19, 177–179. — ISBN 978-0-691-12587-9.
  22. ↑ Ulivi P., Harland D. M. Robotic Exploration of the Solar System: Part 3: Wos and Woes, 1997-2003. — Springer Science & Business Media, 2012. — P. 86–87, 187. — ISBN 978-0-387-09628-5. — DOI:10.1007/978-0-387-09628-5.
  23. ↑ а б Williams D. A., Radebaugh J., Lopes R. M. C., Stofan E. (2011). Geomorphologic mapping of the Menrva region of Titan using Cassini RADAR data (PDF). Icarus. 212 (2): 744—750. Bibcode:2011Icar..212..744W. doi:10.1016/j.icarus.2011.01.014. Архів оригіналу (PDF) за 29 червня 2014. Процитовано 18 липня 2014. (міні-версія [Архівовано 26 липня 2014 у Wayback Machine.], Bibcode: 2011LPI....42.1042W)
  24. ↑ Stofan E. R., Lunine J. I., Lopes R. та ін. (2006). Mapping of Titan: Results from the first Titan radar passes (PDF). Icarus. 185 (2): 443—456. Bibcode:2006Icar..185..443S. doi:10.1016/j.icarus.2006.07.015. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)[недоступне посилання з лютого 2019]

Посилання[ред. | ред. код]

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Elivagar_Flumina&oldid=36805594