Рельеф спутников Юпитера

Московский Государственный Университет им.М.В.Ломоносова.

Географический Факультет.

Кафедра геоморфологии и палеогеографии.

Курсовая работа на тему:

«Рельеф спутников Юпитера»

Выполнил: студент 2-го курса

Курбанов Р.Н.

Научный руководитель: профессор А.А.Лукашов.

Москва 2006

Оглавление.

Введение                                                                      стр. 3-4

1.   Глава 1: Галилеевы спутники Юпитера.              стр. 5-10

2.   Глава 2: Эндогенный рельеф.                                стр. 11-24

                                 - Вулканический рельеф           стр.  11-19

                                - Интрузивный магматизм         стр. 19-21

                                - Тектонический рельеф             стр. 21-24

3.   Глава 3: Экзогенный рельеф.                                 стр. 25-26

4.   Глава 4: Космогенный рельеф.                              стр. 27-28

Заключение                                                                  стр. 29

Список литературы                                                     стр.

Введение.

Целью написания данной работы является генетическая трактовка комплексов рельефа Галилеевых спутников Юпитера: Ио, Ганимеда, Каллисто, Европы. Рассмотрение рельефа этих четырех крупнейших спутников в данный момент вызвано недавним обнародованием НАСА (Национальное Управление США по аэронавтике и исследованию космического пространства) снимков и других данных, переданных с космического аппарата «Галилео».

Задачей работы является изложение данных классификация форм рельефа по генетическому признаку по рельефу спутников и анализ факторов его образования. Сверхзадачами же являются приобретение навыков написания подобного рода работ и ознакомление с научной периодикой.

Изложение построено по следующему принципу: во введении поставлены цели и задачи работы, перечислены основные источники литературы. В первой главе «Галилеевы спутники Юпитера» говорится об истории изучения этих объектов, их геологическом строении и в общих чертах о рельефе поверхности. В главе «Эндогенный рельеф» были рассмотрены основные типы и формы рельефа, сформированные эндогенными (тектоническими и вулканическими) процессами. Рельеф, образовавшийся, в результате действия экзогенных процессов был рассмотрен в третьей главе. А космогенному рельефу целиком посвящена четвертая глава данной работы. В заключении же подведены итоги и сделаны выводы.

Основным источником информации послужили данные, полученные с различных сайтов глобальной сети «Интернет». Стоит подчеркнуть скудность ресурсов по данной тематике вообще, и по рельефу рассматриваемых объектов в частности. Причиной этого является относительная молодость новых разделов различных наук о Земле, поставивших своей целью систематическое изучение строения и облика твердых тел Солнечной системы (космической петрологии, сравнительной планетологии и др.). По-сути, систематическое научное изучение этих объектов стало возможным с началом запусков межпланетных летательных аппаратов и созданием мощных телескопов на Земле. Другой проблемой стало то, что большая часть литературы было доступно лишь на английском языке. В итоге, в процессе написания работы были использованы в основном следующие источники литературы: публикации ежегодных микросимпозиумов по сравнительной планетологии «Вернадский-Браун», статьи из журнала «Земля и Вселенная», издание ежегодного сборника статей по «Планетарным наукам и Луне» LPI (Института по изучению планет и Луны); сайты различных подразделений НАСА (www.nasa.gov), сайт Корнельского Университета (http://www.astro.cornell.edu), сайт Института по изучению Луны и Планет http://www.lpi.usra.edu, http://www.astrolab.ru/ и другие.

Глава 1.

Галилеевы спутники Юпитера.

В 1610 году, Галилео Галилей, наблюдая Юпитер в телескоп, открыл четыре его крупнейших спутника: Ио, Ганимед, Европу и Каллисто; которые в последствии получили название Галилеевы. Симеон Мариус, оспаривавший открытие и наблюдавший их в 1609 году, дал им их нынешние названия (Галилей же назвал их «планеты Медичи» и присвоил им порядковые номера).

Основные сведения о них были получены с помощью станций «Вояджер-1» и «Вояджер-2», полета аппарата «Галилео» и в результате работы телескопа «Хаббл».

18 октября 1989 года аппарат «Галилео» вышел на околоземную орбиту и направился по направлению к Юпитеру. Для того, чтобы оснастить станцию максимальным количеством научной аппаратуры, инженерам пришлось пожертвовать объемом горючего необходимого для развития необходимой скорости в межпланетном пространстве. В результате, для сокращения длительности полета, аппарат совершил один виток вокруг Венеры и два вокруг Земли. Полет был задуман в виде «космической пращи»  - каждый виток придавал станции дополнительную скорость необходимую для полета к Юпитеру, в результате воздействия на него гравитационных полей планет (рис.1). В ходе полета были получены снимки Венеры, Земли, кометы «Шумейкера Леви-9», Луны и других объектов. 7 декабря 1995 «Галилео» приступил к систематическому изучению Юпитера и его спутников.

К декабрю 1997 года автоматическая межпланетная станция выполнила все поставленные перед ней задачи. Однако аппарат находился в хорошем состоянии и проработал дополнительно шесть лет – вплоть до 21 сентября 2003 года, когда он был разрушен в атмосфере Юпитера. За это время было осуществлено, помимо прочего, двухгодичное исследование Европы в рамках программы «миссия к Европе» (Шевченко, 2004).                                                           

Поверхность Ганимеда представляет собой в основном два типа местности: очень древние, с большим количеством кратеров – тёмные области; и более молодые – светлые области, с протяженными грядами горных  кряжей. Причина существования таких различных по структуре территорий возможно кроется в тектонических процессах на спутнике. В свежих кратерах прослеживается более высокое содержание льда, что говорит о том, что Ганимед покрыт тонким слоем темного вещества, а подповехностные слои состоят из более «чистого» льда. Этот темный материал может иметь метеоритное происхождение (http://www.astrolab.ru).

Согласно измерениям, проведенным инфракрасным спектрометром «Галилео», на поверхности обнаружены минералы, свидетельствующие о существовании в прошлом соленого океана на поверхности спутника. Обладание Ганимедом мощным магнитным полем и характер рельефа позволяют сделать вывод о существовании жидкого подкорового океана (www.astrolab.ru).

В рельефе спутника встречаются кальдеры и одиночные возвышенности, протяженные зоны с многочисленными ледяными грядами – «сулькусы», следы вулканно-тектонической активности.

Вторым по размеру является Каллисто, диаметр которого равен 4800 км. В отличие от Ганимеда, Каллисто не имеет такой разнообразной внутренней структуры. По данным, полученным с «Галилео», можно говорить о том, что он состоит из 60% льда и 40% силикатных пород, при чем количество льда уменьшается к центру (рис. 3). Однако, не смотря на такую структуру, было обнаружено, что спутник активно реагирует на магнитное поле Юпитера, то позволяет предположить существование объектов с хорошей электропроводностью: возможно, океана соленой воды, служащим хороших проводником токов наведенного поля (http://www.astro.cornell.edu).

Поверхность спутника испещрена трещинами и кратерами: плотность ударных кратеров на нем самая высокая в Солнечной системе, что свидетельствует о древности Каллисто (средний возраст поверхности оценивается специалистами НАСА в 3,5 млрд. лет), а также об отсутствии какой-либо эндогенной активности. На основании этого можно сделать вывод о том, что на Каллисто слой жидкой воды если и существует, то находится на значительной глубине, что не позволяет ему как-то проявляться в рельефе спутника (www.nasa.gov).

На основе данных о рельефе и расчетах плотности (3,01 г/см3), был сделан вывод о том, что Европа в целом похожа на планеты Земной группы, и в значительной степени состоит из силикатных горных пород. Существует две модели строения коры (рис.8). Она либо полностью покрыта слоем льда мощность около ста километров, которая на поверхности образует твердую ледяную кору толщиной от 3 до 30 км, а ниже расположен подвижный относительно нагретый лед. По второй модели ниже ледовой коры расположен соленый океан. Далее идут силикатные горные породы, а в центре – небольшое металлическое ядро (www.nasa.gov).  

Предполагается, что в результате действия приливных сил и радиационного распада, недра Европы сильно нагреты, в результате чего в жидком океане воды существуют значительные градиенты температур, вызывающие конвекцию. В свою очередь, конвективные потоки провоцируют тектоническую и криовулканическую активность на поверхности спутника (http://www.lpi.usra.edu).

Вообще же, следует отметить, что на периферии спутниковой системы Юпитера находятся легкие ледяные спутники с обратным вращением вокруг планеты. Ближе к Юпитеру спутники обращаются согласно с его вращением, а их плотность последовательно возрастает. Максимум плотности приходится на Ио. Затем плотность спутников падает, и непосредственно в окружении планеты находятся каменно-ледяные легкие спутники (Маракушев, 2003).

Глава 2.

Эндогенный рельеф спутников Юпитера.

Под эндогенным рельефом, нами понимаются формы рельефа, образованные под действием энергий, идущих из недр спутников. К эндогенному рельефу на спутниках Юпитера нами относятся: вулканы, кальдеры, вулканические поднятия, лавовые потоки и покровы, невулканические горы, различные проявления криовулканиза, а также формы образованные интрузивными телами[1].

Энергия, необходимая для образования этих форм, имеет различную природу. Наиболее мощным фактором разогревания недр спутников Юпитера являются, как уже отмечалось, приливные воздействия, то есть высвобождение гравитационной энергии. Три внутренних спутника, Ио, Ганимед и Европа, совершая вращение вокруг планеты-гиганта, оказываются в зоне скрещивания гравитационных полей Юпитера и других «лун», в частности, Каллисто. В результате этого горные породы, слагающие тела спутников, испытывают поочередное растяжение и сжатие, в результате чего выделяется огромное количество тепла.  Особенно эти силы имеют значения для Европы и Ио. Каллисто же практически не испытывает таких воздействий ввиду его расположения в отдаленности от Юпитера, при чем вне орбиты Каллисто крупные спутники отсутствуют.

Другим важным источником энергии эндогенных процессов являются электрические разряды, идущие от магнитного поля Юпитера. Мощность одного лишь разряда может достигать 1000 ГВт (Шевченко, 2004).

Свой вклад в энергетический баланс вносят, очевидно, и радиоактивные превращения, происходящие в недрах спутников. Предполагается, что особенно большую роль этот источник энергии играет на Каллисто.

Вулканический рельеф.

Под вулканизмом подразумевается совокупность явлений, связанных с процессами и условиями возникновения и проникновения из глубин планетного тела на его поверхность расплавленной минеральной массы – магмы и ее производных, или с внедрением этой массы в поверхностные толщи (Щукин, 1964).  

На спутниках Юпитера следует выделять два типа вулканизма - в зависимости от материала участвующего в данном процессе: силикатный вулканизм и водный крио-вулканизм. Соответственно, минеральной массой участвующей в извержениях первого класса  является расплавленная магма, состоящая из силикатных горных пород (Шевченко, 2004). Вулканизм такого рода представлен исключительно на Ио. Это обусловлено, во-первых, геохимией спутника – он имеет высокую плотность и состоит в основном из силикатов, а во-вторых, строением. Лавы на Ио по данным LPI, имеют состав подобный коматиитам на Земле. Вулканизм на спутнике имеет чрезвычайно высокотемпературный характер - до 2150°К (Keszthelyi и др., 2003). По  характеру выхода магмы на поверхность обычно различают три типа вулканических извержений: площадные, трещинные и центральные. Все три типа представлены на Ио.

Площадные извержения представляют собой проявления вулканической деятельности, характерной для наиболее ранних эпох истории Земли. Магма, поднимавшаяся под давлением, местами проплавляла тонкую кору на больших пространствах и изливалась колоссальными массами жидкой лавы (Щукин, 1964). На Ио, литосфера которой достаточно мощная и холодная, проявление такого типа извержений наблюдаются в основном в кальдерах. Предполагается, что в результате проседания или взрыва образовывалась кальдера, дно которой затем проплавлялось новыми порциями нагретого вещества, полностью заполнявшим кальдеру.  Примером такого вулканизма могут быть два крупных вулкана Пеле  и Локи, представляющий собой озеро расплавленных силикатных пород расположенное в кальдере, вокруг которого протягиваются лавовые потоки и покровы. Вообще, же к этому типу излияний относят до 20% всех центров вулканизма Ио (Wilson, Schenk, 2002). Другой вулкан, Креидн, представляет собой кальдеру заполненную лавой, 100 км в поперечнике.  

Линейный тип извержений характеризуется тем, что магма проникает на поверхность из очага по трещинам глубинных разломов. Поверхностные явления выражаются в массовых излияниях лавы с площадным распространением в виде покрова.

Наиболее распространенным типом извержений на Ио являются центральные извержения. Они характеризуются тем, что магма поступает из глубинного магматического очага по относительно узкому каналу, продукты извержений откладываются вокруг места выхода канала на поверхность периклинально (Щукин, 1964). В результате образуется положительная форма рельефа в виде аккумулятивного конуса. На Ио полностью доминируют щитовые вулканы, возникающие при центральных извержениях очень подвижной лавы способной растекаться тонким слоем на большие расстояния. Эти вулканы имеют выпуклый профиль, но очень пологи – в среднем 0,5°, высоты только четырех превышают значение в 1,5 км.  Исключение составляют лишь вулканы Ала и Мур (по 40 километров в поперечнике), высота которых составляет 2 км,  расположенные в 1°ю.ш. и 162°в.д. Причина отсутствия значительных высот у вулканов Ио может заключаться в поствулканическом понижении топографии. Объяснение этого явления, как полагают, может крыться в дефляции вулканических конусов, либо в  раздвижении литосферы в этих зонах  (Wilson, Schenk, 2002), но не менее

Примером извержений центрального типа может быть вулкан Ра (рис. 9), крупнейший  на Ио, расположенный на 8,4°ю.ш., 325° в.д. Имея 600 км в поперечнике, Ра является одним из крупнейших вулканических конструкций в Солнечной системе, достигая горизонтальных размеров марсианского Олимпа.

Интересным примером щитовых вулканов являются два расположенных рядом вулкана Толус А и Толус Б (рис. 10), 800 и 600 км в поперечнике, соответственно, расположенные в 17°ю.ш. и 350°в.д. Они имеют форму чрезвычайно ровных, симметричных конусовидных дисков. Такие вулканы могут образовываться в результате излияний очень жидких лав, растекающихся симметрично вокруг жерла (Грили, 1985).

Следует отметить, что большинство вулканов в своем основании имеют белый или ярко-желтый цвет. Это явление обусловлено значительными выбросами серы и ее диоксида во время извержений, которая часть откладывается вокруг центра извержений, частью перемещается вместе с потоками лав, а частью уносится в открытый космос солнечным ветром (Грили, 1985).

Другим важным элементом рельефа, имеющего силикатно-вулканическую  природу, являются лавовые потоки и покровы. Лава, излившаяся из центрального вершинного кратера или из боковых трещин, стекает по склонам виде линейно-вытянутого потока (Щукин, 1964). На Ио потоки могут образовываться и в результате вытекания лавы из жидких силикатных озер. В зависимости от количества лавы, ее химического состава и физических свойств, а также от свойств поверхности она может прекратить свое движение либо еще на склоне самого вулкана, либо достигнуть его подошвы и широко разлиться здесь в виде сплошного покрова. Вообще говоря, следует отметить, что эти формы на Земле и на Ио должны сравниваться с осторожностью ввиду различных условий на объектах. На Ио, во-первых, имеются совершенно другие значения силы тяжести, во-вторых, атмосфера разряженная и мало влияет на вулканические процессы, и, в-третьих, температура на поверхности колеблется в пределах от  -100°С в полярных областях,  до -200°С экваториальных районах.

В отличие от потоков, лавовые покровы формируются в случае излияния больших масс лавы на относительно выровненный рельеф. Результатом такого вулканизма будет выровненный лавовый щит поперечником от десятков до сотен километров. Примером таких покровов может быть район Замама, расположенный на 21°С.Ш и 173°В.Д.

Важным элементом поверхности Ио являются кальдеры. По И.С.Щукину кальдеры – «кратеры несоразмерно большей величины сравнительно с самим вулканом» (Щукин, 1964). Однако это определение не совсем точное. Кальдерами следует называть неровные вулканические депрессии округлой формы образованные в результате проседания вулканов в частично опустошенные магматические очаги, либо в результате мощных взрывов при эксплозивном типе извержения. Такие формы были известны на Земле, а также обнаружены на Венере, Марсе. Однако наибольшим распространением и разнообразием кальдер характеризуется Ио (Radebaugh, 2000).

Кальдеры проседания возникают в результате частичного опустошения лавового очага, куда под тяжестью собственного веса постепенно проседают вулканы. Помимо этого на данный процесс, очевидно, влияет также то, что магма находясь под вулканом и не имея достаточной энергии для извержения, может проплавлять стенки его основания.  К типу провальных кальдер на Земле относят кратер Мауна-Лоа и другие.

В плане кальдеры нередко отличаются очень правильной округлой формой. Но иногда они принимают несколько удлиненную, овальную или неправильную форму. Такие очертания получаются в том случае, если имело место перемещение эруптивного центра (Щукин, 1964).

Кальдеры на Ио интересны тем, что имеют некоторые существенные отличия от Земных. В то время, как на Земле многие кальдеры имеют крытые неровные стенки со следами террасирования, что говорит о поэтапном погружении вулкана в очаг, большинство кальдер на Ио имеют крутые стенки, с мягкими изгибами – результат одноэтапного погружения. Они характеризуются резко ассиметричным профилем – одна стенка крутая, в то время как другая имеет мягкий изогнутый характер. Причиной такого строения может являться то, что кальдеры на Ио подвержены частому повторному заполнению лавой, которая затем вытекает из нее по одной стенке, придавая ей после застывания такой пологий характер.

В то время как вулканизм силикатной природы так разнообразен на Ио, два других спутника, Ганимед и Европа, обладают чрезвычайным многообразием  форм рельефа, образованных в результате так называемого «крио-вулканизма».

Под термином крио-вулканизм следует понимать совокупность явлений, связанных с процессами и условиями возникновения и проникновения из глубин планетного тела на его поверхность воды и растворенных в ней флюидов и солей, или с внедрением этой массы в поверхностные толщи[2].

Геологическое строение Европы и Ганимеда делает возможным такие механизмы. Как уже отмечалось, считается, что на данных спутникам существует поверхностный слой воды мощностью до 150 км. Верхняя часть его представляет собой кору из очень твердого льда мощностью от 3 до 30 км, который расположен на жидком океане, либо на относительно нагретом ледовом материале с похожими на земную астеносферу свойствами – вязкостью и текучестью. Существует также предположения о том, что в этом ледовом панцире могут присутствовать линзы жидкой воды.

Понятие механизма данных процессов затрудненно ввиду того, что вода, как известно, находясь в жидкой фазе, имеет большую плотность, чем лед. Однако выдвинуто несколько основных моделей крио-вулканизма[3]. Первая модель, основывается на том, что в жидкой подкоровой воде (океане или линзах) может присутствовать большое количество различных растворенных газов, значительно понижающих плотность воды. Находясь в таком состоянии, эта масса может либо сама пробивать себе путь к поверхности, либо использовать для этого имеющиеся во льду трещины и разломы (Wilson, Head, 1998)

По другому сценарию, вода, находясь в каком-либо резервуаре, может испытывать значительные давления под действием либо тектонических движений коры, либо в результате кристаллизации (как известно, вода обладает аномальным свойством в твердом состоянии занимать больший объем). В результате этого она может пробиться на поверхность по дефектам ледового панциря.

И, наконец, третий вариант предполагает таяние воды вблизи поверхности в результате диапирового поднятия не загрязненного, а поэтому и менее плотного льда обладающего к тому же и более высокой температурой.

Поднимаясь на поверхность, водная лава (подчеркивается тот факт, что вода содержит различные растворенные соли и флюиды) образует различные криовулканические формы рельефа.

Интересным результатом крио-вулканической активности на Ганимеде и Европе являются также кальдера-подобные депрессии (рис. 17). Это удлиненные, неровные, горизонтально протяженные депрессии с обрывистыми стенками[4]. Их образование пока плохо понято, одно предполагается, что они формируются в результате проседания участков коры. Возможно, эти тела могут являться результатом термоэрозии.

На Европе благодаря снимкам с высоким разрешением были обнаружены территории похожие на «яркие гладкие равнины» Ганимеда (рис. 18). Это выровненные равнины, на которых отсутствуют какие-либо видимые неровности, окруженные со всех сторон ландшафтами, с многочисленными грядами, возвышающимися на 20 метров над ними. В плане они имеют округлую, овальную либо неправильную форму и могут иметь достигать 2-2,5 км в поперечнике. Предполагается, что формируются такие структуры в результате одномоментного выброса малого количества жидкой водной лавы, которая покрывает небольшие территории и быстро застывает. (Head,  Pappalardo и др., 1998).

Интрузивный магматизм.

Существует мнение, что формы рельефа представленные на рис 19 образуются в результате подъема большого объема жидкой водной массы, которая успевает разлиться на некоторые площади, перед тем как застыть. При этом идет бурное выделение флюидов, формирующее текстуру поверхности (www.nasa.gov).

На снимках Европы были обнаружены формы рельефа резко выделавшиеся на общем фоне поверхности спутника своей морфологией: это небольшие, округлые либо овальные в плане зоны с низким альбедо, несколько возвышающиеся над окружающим пространством (рис. 21). Они были названы «лентикулами» (что в переводе с латыни означает веснушки). После подробного изучения морфологии этих объектов, было выделено три основных класса: купола – широкие зоны, практические не изменяющие текстуру поверхности, и образованные направленными вверх крупными телами. «пятнышки» (spots) - области низкого альбедо, которые характеризуются своей гладкостью на фоне «зон хаоса». «Микро-хаос» Сложные, бугристые зоны, напоминающие

По поводу формирование «пятнышек» (spots) споров не идет и принимается модель диапирового поднятия менее плотного льда. А вопросы, связанные с образованием «микро-хаоса» пока слабо исследованы, но это, возможно, результат тех же процессов, участвующих в формировании куполов. Быть может, это следующая стадия развития куполов, когда из поднявшегося тела начинают высвобождаться флюиды. Я думаю, что можно говорить и том, что купола и «микро-хаосы» - результат поднятия, интрузий, но, первые образованы льдом с малым количеством флюидов, а вторые – с большим.

Другой формой проявления интрузивного магматизма считаются,  вытянутые линейные хребты шириной до 25 км и протягивающиеся на сотни км. Их морфология интересна тем, что они имеют два гребня, центральное понижение, и обладают высоким альбедо, что говорит о чистоте льда слагающего эти тела. Характерно также то, что по бортам хребтов имеются зоны низкого альбедо, ширина которых с каждого борта равняется ширине самого хребта. Р.Грили и С.Фагентс выдвинули модель (рис. 22), по которой эти структуры могут образовываться в результате поднятия протяженных интрузивных тел сложенных нагретым льдом. Лед, поднимаясь, сначала образует небольшую трещину на поверхности. Затем по краям трещины формируются два блока, которые постепенно воздымаются, образую эти хребты. А на месте трещины образуется центральное понижение. Низкое альбедо центральных понижений объясняется тем, что происходит вскрытие чистого подкорового льда. Одновременно с этим в результате нагревания бортов хребта теплом, идущим от интрузии, происходит ускорение процесса сублимации льда. Лед, испаряясь, оставляет после себя содержавшиеся в нем соли и силикатные минералы (Fagents,  Greeley, 2001).

Тектонический рельеф.

Другим важным процессом эндогенного рельефообразования на спутниках Юпитера является тектоника. Геотектоника – основная научная парадигма, принятая в современной геологии основывающаяся на предположении того, то Земная кора разбита на отдельные блоки, называемые плитами, которые имеют возможность перемещаться, сталкиваться, раздвигаться, скользить друг относительно друга. По геофизическим данным в литосфере Земли был выделен особые слой – астеносфера, обладающий свойством пластичности. Именно обнаружение астеносферы позволило сделать предположение о том, что плиты имеют подвижность (Хаин, Ломизе, 2005).

На Земле выделено семь больших плит и множество более мелких. Результатом взаимодействия плит на Земле являются макроформы рельефа – океанические желоба, горные хребты, межгорные впадины, островные дуги и другие.

На спутниках Юпитера четких границ между плитами выделено не было, однако можно говорить о телах, созданных в отдельных районах тектоническими силами.

На Ио к таким формам рельефа относят невулканические горы. На спутнике к данному моменту выделено более 100 горных хребтов и плато имеющих высоты более 1 км. Не смотря на известную вулканическую активность на Ио, практически все эти объекты не имеют следов вулканизма и выглядят как приподнятые и наклоненные блоки. Блоки часто разбиты на части, что формирует хребты, некоторые ограничены разломами, откуда вытекает лава или выделяются вулканические газы. Часто рядом с ними располагаются потухшие кальдеры. Существует много гипотез возникновения этих объектов.

Первая (А на рис. 24) заключается в том, что излившиеся когда-то большие массы магм а одном компактном районе могут постепенно продавливать тонкую литосферу на Ио, что приводит к деформации пограничных районов и формированию хребтов. При чем подчеркивается, что литосфера не разбита на блоки

Согласно четвертой и пятой моделям (Г и Д, рис. 24), горы являются результатом горизонтальных движений отдельных блоков. Однако, в результате таких движений логично возникновение не отдельных гор, которые мы видим на Ио, а горных цепей, не обнаруженных  на спутнике.  Если такие процессы имеют место, и кора разбита на блоки, то должны быть какие-то механизмы которые фокусируют напряжения в точках.

Возможно, горы могут образовываться и в результате одиночного поднятия какого-либо блока с меньшей плотностью (Е, рис. 24). Однако такая модель маловероятна для Ио.

Выдвинута также гипотеза, по которой, горообразование происходит благодаря внедрению отдельных крупных мантийных плюмов либо диапиров, приподнимающих блоки коры (Turtle и др., 2001)

Одним из крупнейших горных образований на Ио является структура Тохил Монс (рис. 25) расположенная на 28°Ю.Ш и 161°В.Д.. Выделяют четыре основные структурные части этого образования: удлиненное на 115-180 км плато – восточная часть. Оно имеет мягкий выпуклый профиль и возвышается над окружающей равниной на 3-5 км. Оно постепенно переходит в центральный пик высотой примерно 8 км. Северная часть также представляет собой вытянутое плато высотой 6 км пересеченное глубокими грабено-подобными равнинами (Schenk, Wilson, 2003).

На ледяных спутниках тектонические формы также имеют большое значение.

Глава 3

Экзогенный рельеф

К экзогенному рельефу относят формы образованные в результате процессов, источником энергии которых является энергия, получаемая извне планетного тела, главным образом от Солнца (Леонтьев, Рычагов, 1988). На Земле энергия Солнца переходит в различные эпастасии – энергию ветра, текучих вод, биогенную…

Однако ни на одном из Галилеевых спутников Юпитера нет достаточно мощной атмосферы, способной концентрировать в себе экзогенную энергию. Они имеют лишь маломощные разраженные области ионизированных газов вокруг себя. Это и предопределяется малую распространенность и значимость экзогенного рельефа на этих телах. Можно говорить лишь о двух его проявления: оползневых формах и сублимации.

Оползни на Ио расположены рядом с крупными горами. Их морфология характеризуется выпуклым профилем, груботекстурной поверхностью: многочисленные параллельные углубления и мелкие хребты ориентированы по  направлению движению оползня.  Причина возникновения оползней на Ио пока неясна, но возможно это результат неустойчивости горных сооружений, а толчком к началу оползневых процессов могут быть колебания коры – «землетрясения», эксплозивные извержения. Примером такого рельефа на Ио может служить оползень у горы Эвбея Монтс (48° Ю.Ш. и 335°В.Д.). Это громадное сооружение возвышается на 11 км над окружающей равниной. Здесь сформировался, возможно, самый грандиозный оползень в Солнечной системе – 100 км по длине и 75 км по ширин (Schenk P., Bulmer M, 2000).

Другим проявлением экзогенных процессов является процесс поверхностной сублимации льда на Европе и Ганимеде, которые уже рассматривались выше. Стоит лишь отметить, что энергией провоцирующей этот процесс может быть, как тепло идущее от нагретых интрузивных тел, так и тепло идущее от Солнца. В результате этого собственно форм рельефа не формируется, однако происходит отложение материала содержавшегося во льде – солей, силикатных минералов и др. В результате, территории, находившиеся долгое время в неизменно состоянии и подвергавшиеся это процессу, приобретают темную окраску и соответственно низкое альбедо.

Глава 4

Космогенный рельеф

Космогенный рельеф образуется в результате столкновения космических тел (астероидов, комет и др.) с планетой. При падении метеорит образуется кратер, всегда больший самого метеорита. Соударение метеорита о поверхность планетного тела зависит от его массы и скорости движения в атмосфере, так как последняя играет роль тормоза.

Образование большинства кратеров соответствует скорости сближения с поверхностью Земли в 3-4 км/с (хотя, есть и другие оценки – 11-15 км/с). При такой скорости образуется ударная волна, сжимающая горные породы с силой 100 ГПа, давление, как полагает, В.И.Фельдман, возрастает в миллиардные доли секунды. Это колоссальное моментное сжатие взывает быстрое нагревание пород до 10 000°С и выше. Все это сопровождается дроблением и испарением вещества (Короновский, Ясаманов, 2003).

Результатом подобного столкновения становятся отрицательные формы рельефа называемые кратерами. На Земле, ввиду активного протекания экзогенных процессов, подобные структуры редки.

Но в Солнечной системе это, пожалуй, самый распространенный тип поверхности. И спутники Юпитера в данном случае не являются исключением. Если до этого речь шла в основном об Ио, Европе и Ганимеде, то в данной главе на главенствующие позиции претендует Каллисто.

На Каллисто выделено три морфологических класса кратеров: наиболее яркие и глубокие, имеющие хорошо выраженные валы; кратеры более мелкие, с менее выраженными валами, но имеющими довольно четкие очертания; и наиболее древние, сглаженные плохо выраженные, с разрушенными валами, представленными в виде отдельных бугорков (Иванов, Котова, Базилевский, 2000).

Другой интересной особенностью Ганимеда являются кратеры, окруженные лучами темного материала. Изучение таких кратеров имеет большое значение, так как Ганимед вращается вокруг своей оси синхронно к вращению вокруг Юпитера, поэтому одно его полушарие всегда находится стороной к планете, а другой наоборот (Schenk, 1997)

Заключение

В ходе работы был изложен материал по рельефу спутников Юпитера, и оказалось, что эти небольшие тела обладают чрезвычайно интересным и разнообразным рельефом.

Была выполнена основная задача курсовой – классификация форм рельефа по генетическому принципу. По энергетике были выделены три основных типа рельефа – эндогенный, экзогенный и космогенный.

Эндогенный рельеф формируется в результате воздействия внутренней энергии планеты. Источником этой энергии на спутниках Юпитера являются приливные воздействия, влияние магнитосферы Юпитера и радиоактивные превращения. Формы, образованные в результате воздействия глубинной энергии, наиболее распространенны на рассматриваемых объектах. Эндогенный рельеф был разбит на три группы по механизму рельефообразования: вулканизм, интрузивный магматизм, тектоника.

Вулканизм может проходить в двух формах: крио-вулканизм и силикатный вулканизм.  Рельеф, образованный в результате силикатного вулканизма обнаружен на Ио,  это щитовые вулканы, кальдеры, лавовые озера, лавовые потоки и покровы. Крио-вулканизм же представлен на Европе и Ганимеде и формирует гладкие равнины, гладкие полосы, кальдеро-подобные депрессии.

Интрузивный магматизм формирует рельеф в результате поднятия нагретого льда в виде диапиров. Формы рельефа образованные в результате такого процесса были обнаружены на Европе и Ганимеде. Это купола, вытянутые хребты и лентикулы.

Предположение о существовании подкорковых океанов на Европе и Ганимеде, а также мощная эндогенная активность Ио, позволили применить к этим телам модели, сформулированные в геотектонике.

 Вертикальным и горизонтальным движениям блоков приписывают образование невулканических гор на Ио. Движение отдельных частей коры в результате гравитационного притяжения Юпитера может образовывать такие формы рельефа как тройные сочленения, сулькусы и циклоидальные хребты на Европе и Ганимеде.

К экзогенному же были отнесены формы рельефа, образованные в результате внешних воздействий на поверхность планеты. В виду удаленности спутников Юпитера от Солнца и отсутствия у них плотной атмосферы экзогенный рельеф практически отсутствует на этих телах. Была выделена лишь одна форма рельефа – оползни. Хотя отнесение оползней и спорно – некоторые геоморфологи считают, что рельеф, образованный в результате гравитационных сил не должен относится к экзогенному. Однако я придерживаемся точки зрения О.К.Леонтьева и Г.И.Рычагова (Леонтьев, Рычагов, 1988).

В результате столкновения с астероидами формируется третий тип рельефа на спутниках Юпитера – космогенный рельеф. К нему были отнесены многочисленные кратеры, разбитые на три группы по форме сохранности: наиболее яркие и глубокие, имеющие хорошо выраженные валы; кратеры более мелкие, с менее выраженными валами, но имеющими довольно четкие очертания; и наиболее древние, сглаженные плохо выраженные, с разрушенными валами, представленными в виде отдельных бугорков (Иванов, Котова, Базилевский, 2000). Также выделены особые цепи кратеров и кратеры с лучами темного материала.

Список Литературы

1.         

2.         

3.          Короновский Н.В., Ясаманов Н.А., «Геология», 2003, 387 стр., Москва, Наука.

4.            1988, 319 стр.

5.          Лукашов А.А., Рельеф планетных тел. МГУ. 1996, 111 стр.

6.         

7.          Земля и Вселенная. №5/2002. Стр. 25-29

8.         

9.          Земля и Вселенная №3/2004 стр. 104-106

10.      , 563 стр.

11.      Fagents S.A., Kadel S.D., Greeley R., 29 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 1998.

12.      Fagents S.A., Greeley R., 32 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 2001.

13.      Fagents S.A., Kadel S.D., Greeley R., 29 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 1998.

14.      Greeley R., Planetary Landscapes, 1985, Essex, UK.

15.      Head J.W., Результаты 30 микросимпозиума «Вернадский-Браун», 1999, стр. 18-19.

16.      Head J.W.,  Pappalardo R. и др., 29 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Texas, 1998.

17.      J.W., 31 конференция по наукам о планетах и Луне LPI, Хьюстон, 2000.

18.      Hoppa G.V., Tufts B.R., Greenberg R., Geissler P.E., 31 конференция по наукам о планетах и Луне LPI, Хьюстон, 2000.

19.      Keszthelyi L., McEwen A., Klaasen K., 29 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 1998: http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC98

20.      McEwen A.S. 1998 Science, 281, 87-90 

21.      Pappalardo R.Т., Greeley R. и др., Результаты 26 микросимпозиума «Вернадский-Браун», 1997, стр. 94-95.

22.      Pappalardo R.T., Greeley R. и др., Результаты 26 микросимпозиума «Вернадский-Браун», 1997, стр. 100-101.

23.      Radebaugh J., Keszthelyi L., McEwen A., 30 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 1999.

24.      Radebaugh J., Keszthelyi L., McEwen A.,  31 конференция по наукам о планетах и Луне LPI, Хьюстон, 2000.

25.      Schenk P.M., Wilson R.R., 32 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 2001.

26.      Schenk P., Bulmer M, 31 конференция по наукам о планетах и Луне LPI, Хьюстон, 2000.

27.      Schenk P.M., 1997, http://www.lpi.usra.edu/resources/outerp/gany.php

28.      Schuster P. и др., Результаты 30 микросимпозиума «Вернадский-Браун», 1999, стр. 95.

29.      N.A., 34 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 2003.

30.      Spaun N.A., Результаты 30 микросимпозиума «Вернадский-Браун», 1999, стр. 107-108.

31.      Spencer, J.R., 1997, The Pele plume (Io): Observations with the Hubble Space Telescope. Geophys. Res. Lett. 24, 2471-2474.

32.      Turtle E.P., Jaeger W.L., Keszthelyi L.P., McEwen A.S., 32 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 2001.

33.      Wilson L., Head J.W. 29 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 1998.

34.      Wilson R.R., Schenk P.M., 2003, 34 конференция по наукам о планетах и Луне, LPI, Хьюстон, 2003 http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2003/

35.      www.nasa.gov

36.      www.astronet.ru

37.      http://www.astro.cornell.edu

38.      http://www.lpi.usra.edu

39.      http://www.astrolab.ru/