Diyar Planitia

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Równina Diyar, mozaika zdjęć wykonanych przez instrumenty Imaging Science Subsystem sondy Cassini
Mapa konturowa Enceladusa, po prawej znajduje się punkt z opisem „Diyar Planitia”
Położenie na mapie Enceladusa

Diyar Planitia – jeden z dwóch, względnie niepokrytych kraterami, równinnych regionów wyróżnianych na powierzchni Enceladusa, lodowego księżyca Saturna. Jego średnica wynosi około 325 km[1][2].

Równina Diyar położona jest na tylnej półkuli Enceladusa. Od zachodu oddzielona od Sarandib Planitia przez Ebony Dorsum, Cufa Dorsa oraz Labtayt Sulci, od północy i od wschodu oplatają ją długie, zakręcające łańcuchy pęknięć i wąskich grzbietów systemu Harran Sulci[3][4][5][6][7].

Nazwa równiny pochodzi od kraju, którym rządzi ojciec Khudadada w Księdze tysiąca i jednej nocy. Została zatwierdzona przez Międzynarodową Unię Astronomiczną w 1982 roku[1][8].

Geologia[edytuj | edytuj kod]

Geneza[edytuj | edytuj kod]

Eksploracje prowadzone za pomocą sond Voyager 2 i Cassini wykazały złożoną historię geologiczną Enceladusa i różnorodne deformacje na jego powierzchni.

Szacuje się, że szczeliny i wzniesienia powstały podczas niestabilnego rozszerzania litosfery księżyca. Na skutek okresowego ścierania się mas lodu pokrywa lodowa miejscowo wznosiła się do góry z racji braku miejsca na ruch w poziomej płaszczyźnie, generując szereg grzbietów lub rozrywała, uskakując w dół i tworząc depresje. W efekcie tych procesów powstały równolegle pofałdowane łańcuchy długie na dziesiątki kilometrów. Spękania i wypiętrzenia tego typu są cechą wspólną obserwowaną na wielu lodowych księżycach.

Dodatkowo lokalne wyrzuty strumieni ciepła tuż przy powierzchni podgrzewały ją, tworząc bardziej plastyczną masę oraz wypłaszczając w ten sposób lód i stopniowo usuwając kratery uderzeniowe czy inne starsze deformacje. Dowody na ekstensjonalną tektonikę są obfite tak samo jak na punktowe ogrzewanie skorupy. Powstałe modele szacują moc strumieni ciepła obecnych podczas formowania się obu równin Enceladusa na 30 do 60 mW/m².

Pojawiają się również sugestie istnienia centrum aktywności wulkanicznej na tym obszarze w starożytnych czasach księżyca, a duża energia zaangażowana w procesy współczesne może wywoływać efekty powierzchniowe w przyszłości (znaczące topnienie lodu, kształtowanie się i wybuchy kriowulkanów)[7][9][10][11][12][13].

Powierzchnia[edytuj | edytuj kod]

Diyar Planitia oddzielona jest od starszych rejonów Enceladusa szeregiem niemal nieprzerwanych łańcuchów grzbietów i zagłębień o łącznej długości liczonej w setkach kilometrów. Koryta, skarpy, rowki, jamy i grzbiety szerokie do 4,5 km oraz długie do 20 są przeważnie ustosunkowane w kierunku północ-południe. Nachodzą na siebie pod różnymi kątami, tworząc gęsto poprzecinane sieci. Te większe układają się w charakterystyczne, sigmoidalne kształty. Średnie nachylenie w prowincji Sarandib-Diyar jest niskie i wynosi 5-13°, z maksymalnym odchyleniem do 45°. Amplitudy grzbietów i depresji wahają się w przedziale 100-250 metrów, choć występują i 450-cio metrowe. Diyar ma wyższe szczyty, niż Sarandib[2][5][7][9][10][12][13][14][15][16][17].

Im dalej na wschód równiny, tym teren jest mniej spękany i bardziej obfity w kratery uderzeniowe, powstałe w większości przed procesami fałdowania się skorupy. Kratery w tym regionie występują jednak względnie rzadko, a przy tym są silnie zdegenerowane - płytkie i niewielkie w porównaniu z resztą powierzchni księżyca. Obserwuje się także pojedyncze wklęsłe kopuły - prawdopodobnie pozostałości po zapadniętych, nieaktywnych już kriowulkanach[16][14][18].

Warstwa krucha powierzchni jest gruba na 2-3 km[9].

Przez obszar Diyar Planitia ciągnie się długa i wąska depresja Khorasan Fossa[3].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy[edytuj | edytuj kod]

  1. ↑ a b Diyar Planitia, [w:] Gazetteer of Planetary Nomenclature [online], United States Geological Survey, International Astronomical Union, 2008 (ang.).
  2. ↑ a b Scott Stuart McLeod, Isostatically compensated extensional tectonics on Enceladus [.pdf], Montana State University, 2009, s. 90, 169 (ang.).
  3. ↑ a b Enceladus, „{{{czasopismo}}}”, Cassini Imaging team, mapa Enceladusa z mozaiki zdjęć, Planetary and Space Sciences, 2006.
  4. ↑ Enceladus: Trailing Hemisphere [online], NASA’s Jet Propulsion Laboratory, 2006 (ang.).
  5. ↑ a b Paul M. Schenk i inni, Enceladus and the Icy Moons of Saturn, University of Arizona Press, 2018, s. 111, 118, ISBN 0-8165-3707-0 (ang.).
  6. ↑ David M. Harland, Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe, Springer Science & Business Media, 2002, s. 129, ISBN 1-85233-656-0 (ang.).
  7. ↑ a b c Amanda L. Nahm, Simon A. Kattenhorn, A unified nomenclature for tectonic structures on the surface of Enceladus, „Icarus”, 258, 2015, s. 67-81, DOI: 10.1016/j.icarus.2015.06.009, ISSN 0019-1035 (ang.).
  8. ↑ Ronald Greeley, Raymond Batson, The Compact NASA Atlas of the Solar System, Cambridge University Press, 2001, s. 399, ISBN 0-521-80633-X (ang.).
  9. ↑ a b c Bernd Giese i inni, Enceladus: An estimate of heat flux and lithospheric thickness from flexurally supported topography, „Geophysical Research Letters”, 35, 2008, DOI: 10.1029/2008GL036149 (ang.).
  10. ↑ a b Michael T. Bland, Ross A. Beyer, Adam P. Showman, Unstable extension of Enceladus' lithosphere, „Icarus”, 192 (1), 2007, DOI: 10.1016/j.icarus.2007.06.011, ISSN 0019-1035 (ang.).
  11. ↑ Leszek Czechowski, Tectonics of Enceladus and hypotheses of Proto-Enceladus [.pdf], „EPSC Abstracts”, 9 (EPSC2014-656), European Planetary Science Congress, 2014 (ang.).
  12. ↑ a b John R. Spencer i inni, Enceladus: An Active Cryovolcanic Satellite, Springer, 2009, s. 683-724, DOI: 10.1007/978-1-4020-9217-6_21 (ang.).
  13. ↑ a b Bland M. T., Beyer R. A., Showman A. P., The Ancient Heat Flow and Elastic Thickness on Enceladus: Constraints from Photoclinometry and Numerical Modeling [.pdf], „Lunar and Planetary Science XXXVIII”, 38th Lunar and Planetary Science Conference, 2007, s. 1653 (ang.).
  14. ↑ a b Emma N. Crow-Willard, Robert T. Pappalardo, Structural mapping of Enceladus and implications for formation of tectonized regions, 2015, s. 934, 936, 944, DOI: 10.1002/2015JE004818 (ang.).
  15. ↑ Jeffrey S. Kargel, Stefania Pozio, The Volcanic and Tectonic History of Enceladus, „Icarus”, 119 (2), 1996, s. 385-404, DOI: 10.1006/icar.1996.0026, ISSN 0019-1035 (ang.).
  16. ↑ a b Michael Carroll, Ice Worlds of the Solar System: Their Tortured Landscapes and Biological Potential, Springer Nature, 2019, s. 74, 75, ISBN 3-030-28120-5 (ang.).
  17. ↑ Amy C. Barr, Lauren J. Preuss, On the origin of south polar folds on Enceladus, „Icarus”, 208 (1), 2010, s. 499-503, DOI: 10.1016/j.icarus.2010.03.038, ISSN 0019-1035 (ang.).
  18. ↑ Diana Elizabeth Smith, Viscous relaxation of craters on Enceladus, University of Arizona, 2008, s. 9, 15, 25 (ang.).
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Diyar_Planitia&oldid=70739099”