Pijedestalni krater
U planetarnoj geologiji, pijedestalni krater (eng. pedestal – koji je na postolju, na pijedestalu) je krater čiji se izbačeni materijal nalazi iznad okolnog terena i time tvori podignutu platformu (poput postolja). Nastaju kada udarni krater izbaci materijal koji tvori sloj otporan na eroziju, uzrokujući tako sporiju eroziju neposrednog područja od ostatka područja.[1][2] Prema mjerenjima, neka su postolja na stotine metara izdignuta iznad okolnog područja. To znači da su stotine metara materijala erodirane. Rezultat je da se i krater i njegov izbačeni pokrivač uzdižu iznad okoline. Pijedestalni krateri prvi su put uočeni tijekom misija Programa Mariner.[3][4][5][6]
Daljnjim proučavanjem, istraživači su podijelili srodne kratere u tri različite klase,[7] a imaju razvijene teorije o tome kako su nastali. Krateri s viškom izbačenih materijala[8] i izdignuti krateri[9][10][11] pijedestalnih kratera.[12][13] Sva tri imaju slične oblike s udubljenjem kratera i područjem oko udubljenja koje se nalazi iznad okolne površine. Krateri s viškom izbačenih materijala i pijedestalni krateri obično ne pokazuju naslage izbačenih materijala. Svi se nalaze u istim regijama i čini se da se nalaze na istoj udaljenosti iznad okoline - u prosjeku blizu 50 metara.[14] Glavna razlika između kratera s viškom izbačenih materijala i pedesalnih kratera je u tome što su udubljenja pijedestalnog kratera i ponekad gotovo puna materijala. Pijedestalni krateri nalaze se blizu središta visoravni koja ima strminu (liticu) okrenutu prema van.
Sada se vjeruje da sve tri ove vrste kratera nastaju udarima u ledeni sloj. Višak izbačenih kratera i krateri u obliku podloge, oni veći, potpuno su prodrli kroz sloj leda i također ušli u donji stjenoviti sloj. Dio stjenovitog sloja taložio se oko ruba kratera, formirajući grubi nanos izbačene tvari. Taj izbačeni materijal štitio je područje ispod njega od erozije. Naknadna erozija ostavila je kratere iznad okolne površine. Manji, "pijedestalni krateri", razvili su zaštitni pokrov drugačijim procesom. Simulacije pokazuju da bi veliki udar u led generirao veliki nalet topline koji bi bio dovoljan da otopi dio leda. Rezultirajuća voda mogla bi otopiti soli i minerale te stvoriti premaz otporan na eroziju.[15]
Ovo novo razumijevanje o tome kako su nastali ovi različiti krateri pomoglo je znanstvenicima da shvate kako se materijal bogat ledom taložio u srednjim geografskim širinama obje hemisfere u više navrata tijekom Amazonskog razdoblja na Marsu, na primjer.[16] Tijekom tog vremena, nagib osi rotacije Marsa pretrpio je mnoge velike varijacije. [17][18] Ove promjene uzrokovale su promjenu klime. S trenutnim nagibom, Mars ima debeo sloj leda na svojim polovima. Ponekad su polovi okrenuti prema Suncu, što uzrokuje pomicanje polarnog leda prema srednjim geografskim širinama; upravo su tijekom tih razdoblja formirani slojevi bogati ledom.[14]
Dno kratera Tihonravov u kvadrantu Arabia (snimio Mars Global Surveyor)
Slojevi ispod pokrovne stijene pedestralnog kratera (snimio HiRISE u sklopu HiWish programa). Pedestralni krater nalazi se unutar mnogo većeg kratera Tihonravov. Lokacija je Kvadrant Arabia.
Pedestralni krater (snimio HiRISE u sklopu HiWish programa). Izbačeni materijal nije simetričan oko kratera jer je asteroid došao pod malim kutom sa sjeveroistoka. Izbačeni materijal zaštitio je temeljni materijal od erozije; stoga krater izgleda uzdignuto. Lokacija je Kvadrant Casius.
Krupni plan istočne strane (desne strane) prethodne slike pijedestalnog krateri s prikazom poligona na režnju. Budući da rub kratera ima režnjeve i poligone, vjeruje se da se ispod zaštitnog vrha nalazi led. Slika snimljena s HiRISE-om u okviru HiWish programa. Napomena: ovo je uvećanje prethodne slike.
Pijedestalni krater, kako ga je vidio HiRISE u sklopu HiWish programa. Jakobove kapice se formiraju na donjem rubu postolja. Lokacija je Kvadrant Casius.
Pijedestalni krater, kako ga je vidio HiRISE u sklopu HiWish programa. Tamne linije su tragovi Dust Devil-a . Lokacija je Kvadrant Casius.
Pijedestalni krater, kako ga je vidio HiRISE u okviru HiWish programa. Lokacija je Kvadrant Cebrenia .
Pijedestalni krater, kako ga je vidio HiRISE u okviru programa HiWish. Lokacija je Kvadrant Hellas.
Pijedestalni krateri nastaju kada izbačeni materijali od udara štite temeljni materijal od erozije. Kao rezultat ovog procesa, krateri se pojavljuju iznad svoje okoline.
Pijedestalni krater sa slojevima, kako ga je vidio HiRISE u okviru HiWish programa. Lokacija je Kvadrant Amazonis .
Crtež prikazuje kasniju ideju o tome kako nastaju neki pijedestalni krateri. Na ovaj način razmišljanja, projektil koji udara ulazi u sloj bogat ledom - ali ne dalje. Toplina i vjetar od udara očvršćuju površinu protiv erozije. To očvršćavanje može se postići otapanjem leda koji proizvodi otopinu soli/minerala čime se cementira površina.
Tamne pruge na padini blizu vrha pijedestalnog kratera, kako ih je vidio HiRISE u okviru programa HiWish .
Tamne pruge i slojevi na padini u blizini pijedestalnog kratera, kako ih je vidio HiRISE u okviru programa HiWish.
Pijedestalni krater i greben u kvadrantu Oxia Palus, kako ih je snimio HiRISE . Kliknite na sliku da biste vidjeli detalj ruba Pijedestalnog kratera. Greben s ravnim vrhom pri vrhu slike nekada je bio rijeka koja se invertirala.Pijedestalni krater prekriva greben, pa je mlađi.
Pedestralni krater Biblis Patera, kako ga je snimio HiRISE .
Široka CTX slika slojeva ispod izbačene površine pijedestalnog krater.
Slojevi ispod gornjeg sloja pijedestalnog kratera, kako ih je vidio HiRISE u sklopu HiWish programa
Pogled izbliza na slojeve ispod izbačene površine pijedestalnog kratera, kako ih je snimio HiRISE u okviru HiWish programa
- ↑ Kadish, S. J.; Head, J. W. 2011. Impacts into non-polar ice-rich paleodeposits on Mars: Excess ejecta craters, perched craters and pedestal craters as clues to Amazonian climate history. Icarus. 215 (1): 34–46. doi:10.1016/j.icarus.2011.07.014. ISSN 0019-1035
- ↑ Kadish, S. J.; Head, J. W. 2014. The ages of pedestal craters on Mars: Evidence for a late-Amazonian extended period of episodic emplacement of decameters-thick mid-latitude ice deposits. Planetary and Space Science. 91: 91–100. doi:10.1016/j.pss.2013.12.003. ISSN 0032-0633
- ↑ Pedestal Crater Development. JPL – NASA. 1. srpnja 2015. Pristupljeno 10. kolovoza 2017.
- ↑ Bleacher, J. and S. Sakimoto. Pedestal Craters, A Tool For Interpreting Geological Histories and Estimating Erosion Rates. LPSC
- ↑ Themis – Pedestal Craters in Utopia. Inačica izvorne stranice arhivirana 18. siječnja 2010. Pristupljeno 26. ožujka 2010.
- ↑ McCauley, John F. Prosinac 1972. Mariner 9 Evidence for Wind Erosion in the Equatorial and Mid-Latitude Regions of Mars. Journal of Geophysical Research. 78 (20): 4123–4137(JGRHomepage). Bibcode:1973JGR....78.4123M. doi:10.1029/JB078i020p04123
- ↑ Barlow, N.G.; Boyce, Joseph M.; Costard, Francois M.; Craddock, Robert A.; i dr. 2000. Standardizing the nomenclature of martian impact crater ejecta morphologies. J. Geophys. Res. 105 (E11): 26733–26738. Bibcode:2000JGR...10526733B. doi:10.1029/2000JE001258
- ↑ Black, B.A.; Stewart, S.T. 2008. Excess ejecta craters record episodic ice-rich layers at middle latitudes on Mars. J. Geophys. Res. 113 (E2): E02015. Bibcode:2008JGRE..113.2015B. doi:10.1029/2007JE002888
- ↑ Boyce, J.M.; Mouginis-Mark, P.; Garbeil, H. 2005. Ancient oceans in the northern lowlands of Mars: Evidence from impact crater depth/diameter relationships. J. Geophys. Res. 110 (E3): E03008. Bibcode:2005JGRE..110.3008B. doi:10.1029/2004JE002328
- ↑ Garvin, J.B.; Sakimoto, S.E.H.; Frawley, J.J.; Schnetzler, C. 2000. North polar region craterforms on Mars: Geometric characteristics from the Mars Orbiter Laser Altimeter. Icarus. 144 (2): 329–352. Bibcode:2000Icar..144..329G. doi:10.1006/icar.1999.6298
- ↑ Meresse, S.; Costard, F.; Mangold, N.; Baratoux, D.; i dr. 2006. Martian perched craters and large ejecta volume: Evidence for episodes of deflation in the northern lowlands. Meteorit. Planet. Sci. 41 (10): 1647–1658. Bibcode:2006M&PS...41.1647M. doi:10.1111/j.1945-5100.2006.tb00442.x. Pristupljeno 3. ožujka 2013.
- ↑ Barlow, N.G. (srpanj 2005.). "A new model for pedestal crater formation". LPI Contribution No. 1273. Workshop on the Role of Volatiles and Atmospheres on Martian Impact Craters. pp. 17–18. https://ntrs.nasa.gov/api/citations/20050201815/downloads/20050201815.pdf#page=24
- ↑ Kadish, S.J.; Head, J.W.; Barlow, N.G. 2010. Pedestal crater heights on Mars: A proxy for the thicknesses of past, ice-rich, Amazonian deposits. Icarus. 210 (1): 92–101. Bibcode:2010Icar..210...92K. doi:10.1016/j.icarus.2010.06.021
- 1 2 Kadish, S.; Head, J. 2011. Impacts into non-polar ice-rich paleodeposits on Mars: Excess ejecta craters, perched craters and pedestal craters as clues to Amazonian climate history. Icarus. 215 (1): 34–46. Bibcode:2011Icar..215...34K. doi:10.1016/j.icarus.2011.07.014
- ↑ Wrobel, Kelly; Schultz, Peter; Crawford, David. 2006. An atmospheric blast/thermal model for the formation of high-latitude pedestal craters. Meteoritics & Planetary Science. 41 (10): 1539. Bibcode:2006M&PS...41.1539W. doi:10.1111/j.1945-5100.2006.tb00434.x
- ↑ Kadish, S.J.; Head, J.W.; Barlow, N.G. Ožujak 2010. The Formation Timescale and Ages of Mid-Latitude Pedestal Craters on Mars (PDF). 41st Lunar and Planetary Science Conference (engleski). The Woodlands, Texas, United States: 1014. Bibcode:2010LPI....41.1014K. Pristupljeno 14. veljače 2023.
- ↑ Head, J.W.; Mustard, J.F.; Kreslavsky, M.A.; Milliken, R.E.; i dr. 2003. Recent ice ages on Mars. Nature. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003Natur.426..797H. doi:10.1038/nature02114. PMID 14685228. S2CID 2355534
- ↑ Levrard, B.; Forget, F.; Montmessin, F.; Laskar, J. 2004. Recent ice-rich deposits formed at high latitudes on Mars by sublimation of unstable equatorial ice during low obliquity. Nature. 431 (7012): 1072–1075. Bibcode:2004Natur.431.1072L. doi:10.1038/nature03055. PMID 15510141. S2CID 4420650