Sørpol-Aitken-bassenget

Sørpol-Aitken-bassenget Bilde i infoboks. Topografisk kart over sørpolen-Aitken-bassenget ved hjelp av data fra KAGUYA . Rød representerer høy høyde, lilla representerer lav høyde. De lilla og grå elliptiske ringene sporer bassengets indre og ytre vegger. (Den svarte ringen er en gammel tilnærming av grensene.) Geografi
Stjerne Måne
Høyde -9,1 km
Diameter 2500 km
Dybde 13.000 moh
Firkant LQ24 ( d )
Geologi
Type Slagkrater
Utforskning
Eponym Lunar South Pole , Aitken

Den bassenget sydpolen-Aitken er den største bassenget av virkningen på overflaten av månen , og til og med solcellesystemet , med ca 2500 kilometer i diameter til 13 kilometer dyp. Det eneste slagbassenget som kommer i nærheten av det i størrelse er Hellas Planitia på Mars , med 2100 kilometer i diameter. Dette bassenget ble oppkalt etter de to månesteder som ligger på hver sin side av krateret: Aitken- krateret i den nordlige skråningen og den sørlige polen på månen i den sørlige skråningen. Den ytre kronen på krateret kan sees fra jorden som et stort fjellkjede som ligger nær lemmen - horisontlinjen - sør for månen, og noen ganger referert til som " Leibnitz- fjellene  ", selv om dette navnet er n har aldri blitt offisielt anerkjent. av International Astronomical Union (IAU).

Nomenklatur

Når kinetisk energi av nedslaget er tilstrekkelig for å nå mantelen gjennom jordskorpen og årsaken magmatiske effusjon , snakker vi om en innvirkning bassenget og ikke lenger et nedslagskrater .

Oppdagelse

Eksistensen av et gigantisk basseng på den andre siden av månen skulle antas allerede i 1962, basert på bilder fra de første månesondene ( Luna 3 og Zond 3 ), men det var først på midten av 1960-tallet at geologer faktisk kunne måle det med full fotografisk dekning av Lunar Orbiter- programmet . Laserdimeterdataene som ble innhentet under Apollo 15- og 16- oppdragene viste at den nordlige delen av bassenget var veldig dyp, men siden dataene som ble samlet inn av service- og kommandomodulene i løpet av deres baner bare gjaldt ekvatorialområdet, var topografien resten av bassenget fremdeles ukjent for oss. Det første komplette geologiske kartet som viser bassengets grenser, ble publisert i 1977 av USGS . Det var ikke kjent før på slutten av 1990-tallet, da Galileo- og Clementine- sonder fløy over månen. Multispektrale bilder oppnådd av disse oppdragene viste at bassenget var rikere på FeO og TiO 2enn de typiske måneplatåene, derav det mørkere utseendet. Topografien til bassenget ble fullstendig kartlagt for første gang ved hjelp av høydedata og stereoskopisk bildeanalyse oppnådd under Clementine-oppdraget. Mer nylig har bassengets sammensetning blitt studert mer detaljert ved å analysere dataene som er oppnådd av gammaspektrometeret ombord på Lunar Prospector .

Fysiske egenskaper

Månens laveste høyde (−6  km ) ligger inne i bassenget, og de høyeste høydene (rundt +8  km ) ligger i bassenget nordøst. På grunn av bassengets store størrelse antas skorpen på dette stedet å være tynnere enn den typiske måneskorpen, siden en stor mengde materiale ble forskjøvet som et resultat av en støt. Skorpetykkelseskartene konstruert fra månetopografien og tyngdekraftsfeltet indikerer en tykkelse på omtrent 15  km under bassenget, i sammenligning svinger det generelle gjennomsnittet rundt 50  km .

Sammensetningen av bassenget, ifølge Galileo, Clementine og Lunar Prospector-oppdragene, er forskjellig fra sammensetningen av typiske fjellområder. Enda viktigere, ingen av prøvene som ble oppnådd av de amerikanske Apollo- og russiske Luna-oppdragene, og heller ikke månemeteorittene samlet på jorden, har en sammenlignbar sammensetning. Dataene som er innhentet av de kretsende probene indikerer at jorda i bassenget viser en betydelig overflod av jern , titan og thorium . Geologisk er jorden i bassenget rikere på klinoproksen og ortoproksen enn de omkringliggende fjellområdene som hovedsakelig er anortosittiske .

Det finnes flere muligheter for å forklare denne forskjellige kjemiske signaturen:

Opprinnelsen til anomalien i sammensetningen av dette bassenget er foreløpig ikke sikker, og det vil trolig være nødvendig med et utvalg returmisjon for å løse denne debatten. For å komplisere saken er faktum at de tre nevnte mulighetene alle kunne ha spilt en rolle i den geokjemiske anomalien i dette bassenget. I tillegg er det mulig at en stor del av måneoverflaten nær dette bassenget ble smeltet ved støt, og at påfølgende differensiering av den smeltede bakken fra denne påvirkningen ga geokjemiske anomalier.

Opprinnelse

Nesten vertikale kollisjonssimuleringer viser at dette bassenget må ha gravd ut store mengder materiale fra den dype kappen minst 200  km under overflaten. Imidlertid støtter observasjoner hittil ikke et kappelaget basseng, og skorpetykkelsekart antyder tilstedeværelsen av omtrent 10 kilometer skorpe under gulvet i dette bassenget. Dette har antydet for noen at bekkenet ikke ble dannet som et resultat av en typisk høyhastighetsstøt, men snarere av en støtfanger med lav hastighet i en lav vinkel (på rundt 30 ° eller mindre), som n ikke ville ha gravd veldig dypt inn i månen. Det antatte beviset for denne hypotesen ville være de høye høydene nordøst for bassenget til sørpolen-Aitken, som kan representere de asymmetriske utkastene av denne skrå innvirkningen.

Merknader og referanser

  1. (in) WM Kaula, G. Schubert, RE Lingenfelter, Sjogren WL, WR Wollenhaupt, "  Apollo laser altimetry and inferences as to lunar structure  " , Proceedings of the 5th Lunar Conference , New York - Pergamon Press, Vol.  3, 18-22 mars 1974, s.  3049–3058 ( lest online , åpnet 23. oktober 2008 )
  2. (in) OF Stuart Alexander, "  Geologisk kart over den sentrale langsiden av månen  " , US Geological Survey , Vol.  I-1047, 1978( [PDF] , åpnet 23. oktober 2008 )
  3. (en) MA MA Wieczorek, L. Jolliff, A. Khan, ME Pritchard, BP Weiss, JG Williams, LL Hood, K. Righter, CR Neal, CK Shearer, IS McCallum, S. Tompkins, BR Hawke, C. Peterson, JJ Gillis og B. Bussey , "  The Constitution and Structure of the Lunar Interior  " , Rev. Mineral. Geochem. , Mineralogical Society of America, vol.  60, n o  1,januar 2006, s.  221–364 ( DOI  10.2138 / rmg.2006.60.3 )
  4. (i) P. Lucey, RL Korotev, JJ Gillis, LA Taylor, D. Lawrence, BA Campbell, R. Elphic, B. Feldman, LL Hood, D. M. Hunten Mendillo, S. Noble, JJ Papike, RC Reedy, S. Lawson, T. Prettyman, O. Gasnault og S. Maurice , “  Understanding the Lunar Surface and Space-Moon Interactions  ” , Rev. Mineral. Geochem. , Mineralogical Society of America, vol.  60, n o  1, januar 2006, s.  83-219 ( DOI  10.2138 / rmg.2006.60.2 )

Se også

Relaterte artikler

Eksterne linker