Клеопатра (кратер)

Этот кратер был открыт на радарных снимках, сделанных в обсерватории Аресибо^[11] (по другим данным — благодаря альтиметрическим измерениям аппарата «Пионер-Венера-1», впервые осуществившего радиолокацию Венеры с орбиты^[2]). Более детальные данные получили аппараты «Венера-15» и «Венера-16» в 1983—1984 годах^[12]. «Магеллан», исследовавший Венеру в 1990—1994 годах, получил изображения этой местности с разрешением 120 м^[13] — самые лучшие по состоянию на 2013 год.

Кратер назван в честь египетской царицы Клеопатры. Сначала он получил имя «патера Клеопатры» (лат. Cleopatra Patera)^[14][15][12], но потом переименован в кратер Клеопатра (Cleopatra). Это название было утверждено Международным астрономическим союзом в 1992 году^[16].

Клеопатра расположена на восточном склоне гор Максвелла, и высота её края к востоку уменьшается^[17][18]. Параллельные хребты, составляющие горную систему, в окрестностях кратера прослеживаются слабо: вероятно, при его образовании они были засыпаны выбросами^[17][12]. Толщина слоя этих осадков, видимо, достигает сотен метров^[8] и, таким образом, сравнима с глубиной долин, разделяющих хребты^[19]. Выбросы окружают кратер неправильным кольцом^[13]: на севере и юге они прослеживаются примерно до 210 км от центра, а на западе и востоке — до 130 км^[8]. По сравнению с другими венерианскими кратерами их у Клеопатры немного^[20]. Характерного тёмного гало из осадков у неё нет вообще^[1].

Диаметр внешней впадины — около 100 км (по разным оценкам, 95^[12], 105^[13] или 108^[7]), а внутренней — 45–55 км^[8][12]. Они разделены неровным валом^[2][8]. Глубина внешней впадины — 1,5 км, а внутренней — ещё на километр больше^[12]. Таким образом, максимальная глубина кратера — около 2,5 км^[2][21] (по разным оценкам, 2,4^[10] — 2,6 км^[7]) или 2,5 % от диаметра. Это удивительно много — на 1,5 км больше, чем у обычных венерианских ударных кратеров такого диаметра^[10].

На радарных снимках кратер выделяется тёмным цветом, причём внутренняя впадина темнее внешней. Видимо, это объясняется тем, что её дно очень гладкое (если луч радара направлен не перпендикулярно поверхности, гладкая поверхность отражает в сторону приёмника относительно мало энергии)^[2][20]. Намного меньше здесь и крупномасштабных неровностей^[22]. Внешняя тёмная область заполняет внешнюю впадину не полностью: на северо-западе Клеопатры (где высота её дна максимальна^[18][22]) она не достигает края кратера^[22], и её граница здесь проходит всего в 15 км от границы внутренней. В южной части кратера это расстояние достигает 35 км^[8].

Из внутренней впадины выходит извилистый канал шириной несколько километров, который тянется на северо-восток — в сторону тессеры Фортуны. Он получил название «долина Анукет» (лат. Anuket Vallis) в честь древнеегипетской богини Нила^[23]. Пройдя около 100 километров, он переходит в застывшие лавовые потоки, которые ветвятся и расходятся в разные стороны. Они заполняют множество долин на востоке гор Максвелла и на западе тессеры Фортуны, а кое-где покрывают и гребни хребтов^[8]. Общая площадь этих потоков — 10–20 тысяч км^{2 [7][15]} (в 1,5–2 раза больше площади кратера). Их максимальная протяжённость (с северо-запада на юго-восток) — 400 км, а максимальное расстояние от центра кратера — 300 км^[24][8].

Форма Клеопатры очень своеобразна, и её происхождение стало ясным не сразу: оно вызывало споры среди планетологов более 12 лет^[2]. Некоторые интерпретировали её как ударный кратер, а некоторые — как вулканический, причём и для того, и для другого она выглядит странно^[10]. В частности, для ударного кратера странным выглядит несовпадение центров внутренней и внешней части, очень большая глубина и обширные лавовые потоки^[2][15].

Вопрос прояснился только с получением «Магелланом» в 1991 году детальных радарных снимков^[2]. Клеопатра всё же оказалась ударным кратером. На это указывает характерное кольцо выбросов и наличие двойного вала^{[13][19][7][21]}. Появился этот кратер, судя по его хорошей сохранности, уже после формирования гор Максвелла^[13][19][9] (хотя не исключено, что на их противоположном склоне какие-то изменения происходили и позже). Кратеры такого размера возникают на Венере со средней частотой менее 1 за 100 млн лет^[8].

Лава, вытекшая когда-то из Клеопатры, покрывает очень большую площадь. По некоторым оценкам, её слишком много, чтобы её появление можно было объяснить только энергией астероидного удара. Возможно, он вызвал в кратере вулканическую активность^[2][13] (и в таком случае это лучший известный пример вызванного ударом вулканизма^[25]). По другим оценкам, для плавления такого объёма пород было достаточно и самого удара (на Венере при падении астероида образуется на четверть больше расплава, чем на Земле, и втрое больше, чем на Луне)^[7]. По некоторым расчётам, температура в недрах Венеры растёт с глубиной не настолько быстро, чтобы такой удар мог запустить вулканические процессы^[25][26].

В любом случае необыкновенная глубина Клеопатры, вероятно, объясняется именно вытеканием из неё большого количества вещества^[2][7], чему поспособствовал большой уклон местности^[25]. Её объём превышает ожидаемый примерно на 3000 км³ — как раз столько расплава, по некоторым оценкам, должно было появиться при образовании кратера её диаметра^[7]. Немного этого расплава осталось в кратере, сделав его дно довольно гладким, но бо́льшая часть вытекла наружу. Проникнув через пролом в валу, он потёк по склонам гор Максвелла, образовал долину Анукет и залил окрестные низменности. Исходя из упомянутого объёма расплава и наблюдаемой площади выходящих из кратера потоков, их среднюю глубину оценивают в 250 м^[7].

Способность астероидного удара вызвать плавление большого объёма пород может означать, что эти породы близки к температуре плавления и, следовательно, непрочны. Это ставит вопрос, почему сложенные ими высокие горы ещё не разрушились. Возможно, дело в том, что сформировавшие их силы действуют до сих пор, и кора планеты там продолжает сминаться в складки^[8].

• Grieve R. A. F., Cintala M. J. Impact Melting on Venus: Some Considerations for the Nature of the Cratering Record (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1995. — Vol. 114, no. 1. — P. 68—79. — doi:10.1006/icar.1995.1044. — Bibcode: 1995Icar..114...68G.
• Kaula W. M., Bindschadler D. L., Grimm R. E., Smrekar S. E., Roberts K. M. Styles of deformation in Ishtar Terra and their implications (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.] : journal. — 1992. — Vol. 97, no. E10. — P. 16085—16120. — doi:10.1029/92JE01643. — Bibcode: 1992JGR....9716085K. Архивировано 11 ноября 2013 года. Архивная копия от 11 ноября 2013 на Wayback Machine

• Карта квадранта V-2 на сайте Gazetteer of Planetary Nomenclature (1,4 Мб) Архивная копия от 20 марта 2021 на Wayback Machine
• Map-a-Planet Explorer: Venus Left-Look RADAR Map (англ.). USGS. — интерактивная карта по данным «Магеллана». Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано из оригинала 11 ноября 2013 года.
• PIA00149: Venus — Maxwell Montes and Cleopatra Crater (англ.). NASA/JPL (5 февраля 1996). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 15 мая 2019 года.
• Cleopatra (англ.). Venus Crater Database. Lunar and Planetary Institute (2013). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 11 ноября 2013 года.
• Cleopatra (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 октября 2006). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 29 июля 2017 года.