Каналы Эливагар

Каналы Эливагар. Слева — край кратера Менрва. Светлая область, в которую впадают каналы, справа вверху переходит в поле дюн (тёмные полосы). Радарный снимок «Кассини» (15 февраля 2005), ширина — 500 км
Сравнение двух радарных снимков. Различие объясняется разным направлением радарного луча и разным расстоянием до объекта. На одном снимке (сделанном 20 июня 2011) каналы видны плохо, но виден их рельеф в местах расширений. Ширина — 600 км
Каналы Эливагар (Титан (спутник))
Точка
Каналы Эливагар на инфракрасной карте Титана

Каналы Эливагар (лат. Elivagar Flumina) — одна из крупнейших[1] известных систем русел Титана. Находится на северо-западе тёмного региона Фенсал, в светлой области у восточного края большого кратера Менрва (координаты центра — 19°18′ с. ш. 78°30′ з. д. / 19,3° с. ш. 78,5° з. д. / 19.3; -78.5[2]). Образована реками из жидких углеводородов (вероятно, метана)[1][3][4], но ныне сухая, как и большинство русел спутника[1]. Представляет собой множество каналов длиной до 200 км[3][5], впадающих в яркую (вероятно, покрытую речными наносами) область размером около 250×150 км[6][7].

Этот объект получил имя Эливагара — двенадцати ядовитых ледяных потоков в скандинавской мифологии — согласно решению Международного астрономического союза называть русла на Титане именами мифических рек[8]. Это название было утверждено МАС 27 сентября 2007 года[2]. Каналы Эливагар стали первой наименованной речной системой за пределами Земли. Вторая такая система — каналы Вид — названа именем одного из мифических эливагарских потоков, хотя и не имеет отношения к титанианскому Эливагару[9].

Открытие и исследование

Все существующие на 2014 год данные про каналы Эливагар были получены космическим аппаратом «Кассини». Эти каналы были открыты на радарном снимке, сделанном 15 февраля 2005 года. 20 июня 2011 года эта область была заснята радаром во второй раз (с худшим разрешением)[10][11][12]. У большинства инфракрасных снимков разрешение ещё ниже, и каналы на них не видны. Но 24 октября 2006 года инструментом VIMS было получено детальное инфракрасное изображение (сравнимое по разрешению с радарными снимками) полосы поверхности шириной около 15 км, проходящей через зону наносов каналов Эливагар с северо-запада на юго-восток. Сами каналы в эту полосу не попали, кроме небольшого участка одного из них (не попавшего, в свою очередь, на лучший радарный снимок)[13][14].

Описание

Каналы Эливагар начинаются в 20–30 км к востоку от края Менрвы[15] и тянутся на северо-восток, где впадают в радарно-светлую область размером около 250×150 км, которую интерпретируют как зону речных наносов[4][6][7]. На востоке этой области начинается поле дюн[7].

Некоторые из этих каналов достигают длины 210 км[3][5] и ширины 7 км[4]. По сравнению с другими речными системами Титана это умеренная длина[5] и довольно большая ширина[1][16]. Глубина каналов точно не известна, но, судя по имеющимся на 2008 год данным (радарному снимку, где их рельефа не видно), вряд ли превышает несколько десятков метров[12]. Однако на снимке 2011 года (с другим углом радарного облучения) в некоторых местах расширений их рельеф просматривается[17]. Каналы извиваются, местами меандрируют, ветвятся и сливаются, а перед впадением в светлую область расширяются и образуют дельты[4][12]. Порядок реки (мера разветвлённости) у каналов Эливагар равен 2–3[1][5], что относительно немного для русел Титана (у русел региона Ксанаду этот показатель достигает 6–7[5]).

На радарных снимках каналы Эливагар (как и другие русла невысоких широт Титана[7]) выглядят яркими: в 2–3 раза ярче своих окрестностей[4][12]. Область, в которую они впадают, выглядит яркой не только на радарных, но и на инфракрасных снимках (длина волны 930 нм); сами каналы на них не видны из-за недостаточного разрешения[4]. Русла и их наносы (как и другие радиояркие участки Титана) примечательны низкой яркостной температурой на длине волны радара «Кассини» (2,17 см): она в этих местах на 6 градусов ниже, чем в окрестностях. Но, вероятно, это объясняется не малостью настоящей (термодинамической) температуры, а низким коэффициентом теплового излучения, что связано с высокой отражательной способностью[18].

Интерпретация

Большая яркость каналов на радарных снимках объясняется (по крайней мере, частично) неровностью их дна на масштабе порядка длины волны радара «Кассини» (2,17 см) — то есть их дно покрыто частицами размером в сантиметры или больше[12][18][19]. Более мелкие частицы, по всей видимости, унесены потоками. Минимальную глубину реки, которая на это способна, оценивают в 0,1–1 м, а расход жидкости — в 103–104 кубометра в секунду. Последнюю величину можно оценить и по длине волны меандров (имеющей порядок 10 км), и эти оценки хорошо согласуются друг с другом[12].

Судя по направлению русел, местность там имеет уклон на северо-восток[4][6][12]. Судя по наличию у этих русел меандров, этот уклон невелик[12]. По альтиметрическим данным его оценивают в 0,1 % (1 м на 1 км), однако эти данные есть лишь для части данной территории[20].

Склонность ветвиться и вновь сливаться[1][21], а также маленькая глубина[12][22], характерна для энергичных временных потоков, прокладывающих себе путь не обязательно в старом русле. Таким образом, морфология каналов Эливагар указывает на то, что они образованы эфемерными реками, иногда дающими внезапные наводнения в обычно сухой местности[12][19][23]. С другой стороны, названные особенности каналов могут быть следствием малого уклона поверхности[20]. Но сухость местного климата подтверждается и наличием дюн в окрестностях[7][23].

Связано ли возникновение каналов с наличием поблизости крупного кратера, неизвестно[16][24]. Возможно, дело в том, что вал кратера заставляет воздушные потоки подниматься, охлаждаться и давать осадки — орографические дожди. С различными возвышенностями соседствуют и многие другие русла Титана[1][7][16]. Кроме того, есть предположение, что каналы Эливагар, как и ряд других русел Титана, питались не дождями. Своим расположением возле крупного кратера эти каналы напоминают небольшие системы русел возле кратеров Селк и Кса. Некоторые исследователи предполагают, что они, в отличие от остальных речных систем спутника, образованы жидкостью, просочившейся из-под поверхности (возможно, даже из подземного океана), чему поспособствовали удары, создавшие кратеры. Это хорошо согласуется с умеренной длиной, довольно большой шириной и малой разветвлённостью этих систем русел[5].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Langhans M. H., Jaumann R., Stephan K. et al. Titan’s fluvial valleys: Morphology, distribution, and spectral properties (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2012. — Vol. 60, no. 1. — P. 34–51. — doi:10.1016/j.pss.2011.01.020. — Bibcode: 2012P&SS...60...34L.
  2. ↑ 1 2 Elivagar Flumina (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (28 сентября 2007). Дата обращения: 29 июня 2014. Архивировано 14 декабря 2012 года.
  3. ↑ 1 2 3 PIA07366: Huygens Landing Site Similarities (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (18 февраля 2005). Дата обращения: 24 июня 2014. Архивировано 24 июня 2014 года.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Elachi C., Wall S., Janssen M. et al. Titan Radar Mapper observations from Cassini’s T3 fly-by (англ.) // Nature. — 2006. — Vol. 441, no. 7094. — P. 709–713. — doi:10.1038/nature04786. — Bibcode: 2006Natur.441..709E. — PMID 16760968. Архивировано 29 июня 2014 года.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Gilliam A. E., Jurdy D. M. Titan's Impact Craters and Associated Fluvial Features: Evidence for a Subsurface Ocean? // 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.2435. — 2014. — Bibcode: 2014LPI....45.2435G. Архивировано 12 июля 2014 года.
  6. ↑ 1 2 3 Wood C. A., Lorenz R., Kirk R., Lopes R., Mitchell K., Stofan E., Cassini Radar Team. Impact craters on Titan (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 206, no. 1. — P. 334–344. — doi:10.1016/j.icarus.2009.08.021. — Bibcode: 2010Icar..206..334W.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Lopes R. M. C., Stofan E. R., Peckyno R. et al. Distribution and interplay of geologic processes on Titan from Cassini radar data (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2010. — Vol. 205, no. 2. — P. 540–558. — doi:10.1016/j.icarus.2009.08.010. — Bibcode: 2010Icar..205..540L.
  8. ↑ Categories for Naming Features on Planets and Satellites (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Дата обращения: 13 мая 2013. Архивировано 14 мая 2013 года.
  9. ↑ Flumen, flumina: Nomenclature Search Results (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Дата обращения: 5 июля 2014. Архивировано 4 июля 2014 года.
  10. ↑ Jason Perry. Titan RADAR SAR Swaths (англ.). The University of Arizona. Planetary Image Research Laboratory (11 июня 2013). — радарные снимки «Кассини». Каналы Эливагар видны на полоске T3 (хорошо) и T77 (еле заметно). Дата обращения: 18 мая 2014. Архивировано 18 мая 2014 года.
  11. ↑ PIA14541: Cassini Radar Zooms Out on Menrva (англ.). photojournal.jpl.nasa.gov (15 августа 2011). Дата обращения: 24 июня 2014. Архивировано 23 июня 2014 года.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Lorenz R. D., Lopes R. M., Paganelli F. et al. Fluvial channels on Titan: Initial Cassini RADAR observations (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2008. — Vol. 56, no. 8. — P. 1132–1144. — doi:10.1016/j.pss.2008.02.009. — Bibcode: 2008P&SS...56.1132L. Архивировано 29 июня 2014 года.
  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. Analysis of a cryolava flow-like feature on Titan (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2009. — Vol. 57, no. 7. — P. 870–879. — doi:10.1016/j.pss.2009.03.005. — Bibcode: 2009P&SS...57..870L.
  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. Cassini/VIMS Observations of Titan During the T20 Flyby // 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. — 2007. — ISSN 1540-7845. — Bibcode: 2007LPI....38.2444S. Архивировано 4 марта 2016 года.
  15. ↑ Радарный снимок «Кассини» (15 февраля 2005)
  16. ↑ 1 2 3 Baugh N. F. Fluvial Channels on Titan (Master of Science degree thesis, The University of Arizona). — ProQuest, 2008. — P. 21–23, 30–32. — 45 p. (копия Архивная копия от 24 июля 2014 на Wayback Machine)
  17. ↑ Сравнение радарных снимков «Кассини», полученных 15 февраля 2005 и 20 июня 2011
  18. ↑ 1 2 Paganelli F., Janssen M. A., Stiles B. et al. Titan’s surface from Cassini RADAR SAR and high resolution radiometry data of the first five flybys (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2007. — Vol. 191, no. 1. — P. 211–222. — doi:10.1016/j.icarus.2007.04.032. — Bibcode: 2007Icar..191..211P. Архивировано 14 июля 2014 года.
  19. ↑ 1 2 Burr D. M., Taylor Perron J., Lamb M. P. et al. Fluvial features on Titan: Insights from morphology and modeling (англ.) // Geological Society of America Bulletin[англ.]. — Geological Society of America, 2013. — Vol. 125, no. 3—4. — P. 299–321. — doi:10.1130/B30612.1. — Bibcode: 2013GSAB..125..299B. Архивировано 29 июня 2014 года.
  20. ↑ 1 2 Lorenz R. D., Stiles B. W., Aharonson O. et al. A global topographic map of Titan (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2013. — Vol. 225, no. 1. — P. 367–377. — doi:10.1016/j.icarus.2013.04.002. — Bibcode: 2013Icar..225..367L. Архивировано 25 июля 2014 года.
  21. ↑ Lorenz R., Mitton J. Titan Unveiled: Saturn's Mysterious Moon Explored. — Princeton University Press, 2010. — P. 19, 177–179. — 280 p. — 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. 87. — 529 p. — ISBN 978-0-387-09628-5. — doi:10.1007/978-0-387-09628-5.
  23. ↑ 1 2 Williams D. A., Radebaugh J., Lopes R. M. C., Stofan E. Geomorphologic mapping of the Menrva region of Titan using Cassini RADAR data (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2011. — Vol. 212, no. 2. — P. 744–750. — doi:10.1016/j.icarus.2011.01.014. — Bibcode: 2011Icar..212..744W. Архивировано 29 июня 2014 года. (мини-версия Архивная копия от 26 июля 2014 на Wayback Machine, Bibcode: 2011LPI....42.1042W)
  24. ↑ Stofan E. R., Lunine J. I., Lopes R. et al. Mapping of Titan: Results from the first Titan radar passes (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 185, no. 2. — P. 443–456. — doi:10.1016/j.icarus.2006.07.015. — Bibcode: 2006Icar..185..443S. (недоступная ссылка)

Ссылки