Четырехугольник Borealis - Borealis quadrangle

В Четырехугольник Borealis это четырехугольник на Меркурий окружающий Северный полюс до 65 ° широты (см. также: география марса ).

Он содержит Бассейн Гете, диаметр которого не менее 400 км (250 миль) делает его шестым по величине ударный бассейн наблюдается на Маринер 10 изображений[1][2][3](Мюррей и другие, 1974; Бойс и Гролье, 1977; Стром, 1977) и седьмая по величине известная с открытием Бассейн Скинакас. В западной половине нанесенной на карту области (между 100 ° и 190 ° з. Д.) Преобладают более старые кратеры и материал межкратерных равнин, лежащих между ними и внутри них. Более молодые кратерные материалы, промежуточный равнинный материал и небольшие участки гладкого равнинного материала накладываются на все другие единицы. Кратер Верди Его диаметр составляет 122 км (76 миль), это самый большой из молодых кратеров. Его обширное покрывало выброса и поле вторичных кратеров наложены на материалы равнин и более старые кратеры.

Восточная половина нанесенной на карту области (от 0 ° до 100 ° з. Д.) Характеризуется гладкими равнинами.[4] (Мюррей и другие, 1974). Этот блок охватывает огромные просторы Borealis Planitia, впадина диаметром около 1000 км (620 миль), имеющая неправильную дугообразную западную границу. Эта впадина расположена на месте (ах) одной или нескольких старых ударных структур.[3][4] (Бойс и Гролье, 1977).

Маринер 10 изображений

Фотомозаика Маринер 10 изображений

В регионе Бореалис, Маринер 10 изображения доступны только для западного полушария, от 0 ° до примерно 190 ° з. д. Меркурий был в темноте за долгими 190 ° з. д. 29 марта 1974 г., когда первый Маринер 10 flyby приобрел самые полезные фотографии региона. Большинство фотографий, используемых для геологического картирования, было получено уходящим космическим кораблем во время первого пролета (Меркурий I). Встреча с Меркурием II не дала никаких пригодных для использования изображений области карты; две фотографии с низким углом наклона, пригодные для геологического картирования, были получены во время третьего пролета 17 марта 1975 года.[5] Для региона Borealis нет стереоскопических фотографических пар.

Поскольку терминатор находился в нескольких градусах от меридиана 0 ° -180 ° во время первого столкновения, фотографии региона были получены в широком диапазоне условий освещения. Эти условия и большой наклон фотографий затрудняли геологическую интерпретацию поверхностных материалов в области карты, как это было в Койпер (Де Хон и другие, 1981), Виктория (Макгилл и Кинг, 1983), и Шекспир (Гест и Грили, 1983) четырехугольники к югу.

Климат

Меркурия экваториальная плоскость наклонен менее чем на 2 ° к своему орбитальный самолет (Клаасен, 1976; Мюррей и другие, 1981, стр. 28); его период вращения, равный 58,64 земных суток, на две трети резонирует с его периодом вращения. орбитальный период 87,97 земных суток (Коломбо, 1965; Коломбо, Шапиро, 1966).[5] Результирующая задержка и орбитальный эксцентриситет создают вариацию средней температуры не только с широтой, как на Земле, но и с долготой. Однако из-за относительно медленного периода вращения Меркурия суточные колебания температуры, вероятно, намного превышают средние колебания температуры по широте и долготе, даже в высоких широтах. Его ярко выраженный орбитальный эксцентриситет (0,2563) приводит к тому, что видимая солнечная интенсивность на Меркурии изменяется более чем в 2 раза в течение меркурианского года,[6] что соответствует примерно 20-процентному изменению равновесной температуры. Кроме того, сохранение орбитального углового момента и спин-орбитальная связь приводят к значительному изменению продолжительности светового дня. Рассветы и закаты удлиняются длительным временем прохождения меркурианского горизонта по солнечному диску, так что дневной свет удлиняется, а ночное время сокращается на несколько земных дней на закате и наоборот на восходе солнца (Роберт Уайлди, Геологическая служба США, устное сообщение 1982). Несмотря на эти соображения и несмотря на дневной диапазон поверхностных температур в несколько сотен градусов Кельвина, подземная температура в полярных регионах всегда остается значительно ниже точки замерзания (Murray, 1975).

Стратиграфия

В регионе Бореалис три широко распространенных равнины выделяются в основном по их очевидным различиям в плотности кратеров, которая тесно связана с относительным возрастом (Soderblom and Boyce, 1972). От наиболее сильно изрезанных (самые старые) до наименее изрезанных (самые молодые), эти единицы представляют собой материал равнин между кратерами, материал промежуточных равнин и материал гладких равнин. Визуальная идентификация подтверждается и уточняется фактическим подсчетом кратеров. Если использовать лунную поверхность в качестве системы отсчета, плотность кратеров меркурианских равнин в регионе Бореалис будет заключена в квадратные скобки с плотностью кратеров лунные возвышенности, наиболее сильно изрезанная кратерами поверхность Луны и Oceanus Procellarum, умеренно кратерный лунная кобыла поверхность. Кривая для лунных возвышенностей была получена из подсчета кратеров в районе к северо-западу от кратера. Циолковский, между кратером Менделеев и Mare Smithii. Кривая для юго-восточной части Oceanus Procellarum была получена в области с центром около 2 ° 00 'северной широты и 31 ° 00' западной долготы к югу от кратера Куновски. Ocean Procellarum долгое время считался близким к «средней лунной кобыле» (Hartmann, 1966, 1967); его плотность кратеров промежуточная между плотностью кратеров Mare Tranquillitatis и слегка покрытый кратерами Mare Serenitatis.

Материал Borealis Planitia не был включен в подсчет гладких равнин, потому что изображения этой области были размыты из-за движения космического корабля, и поэтому невозможно было получить надежный подсчет кратеров. Однако гладкие равнины южнее 65 ° с. Четырехугольник Шекспира, в кратере Стриндберг И в Suisei Planitia, включены в эти подсчеты. Материалы равнины, лежащие за пределами Borealis Planitia, распределены неравномерными поясами, которые субпараллельны терминатору и друг другу. К востоку от длинной 190 ° западной долготы наблюдается следующая структура поясов: материал межкратерных равнин, материал промежуточных равнин и снова материал межкратерных равнин. Все три пояса простираются на юг в четырехугольник Шекспира (Guest and Greeley, 1983).

Отличие одного типа равнинного материала от другого по вариациям шероховатости и плотности кратеров во многом зависит от разрешения и условий освещения отдельных кадров Mariner (Schaber and McCauley, 1980). Это ограничение хорошо задокументировано для Луны (Масурский и другие, 1978, стр. 80–81) и для Марса (Бойс и другие, 1976). В регионе Бореалис, где материалы межкратерных и промежуточных равнин были отображены при все более низком солнечном угле, близком к терминатору, количество наблюдаемых небольших кратеров увеличивается с уменьшением расстояния от терминатора и одновременным уменьшением солнечного угла. Это несоответствие в видимом количестве кратеров наблюдается только для кратеров небольшого диаметра и может быть устранено путем подсчета только кратеров диаметром более 3 км (1,9 мили).

Старые равнинные материалы

Материал межкратерных равнин - самый старый узнаваемый картографический блок в регионе Бореалис. Он расположен между большими кратерами от примерно 155 ° до 190 ° з. Д., А также между скоплениями плотно упакованных и перекрывающихся больших кратеров к западу от кратера. Гоген и к югу и юго-востоку от кратера Мансарт. Первоначально устройство было описано Траском и Гость,[2] кто считал его самым распространенным юнитом на Меркурии; Strom[3] сообщил, что этот материал покрывает одну треть поверхности, наблюдаемой Маринером 10. Основной морфологической характеристикой материала межкратерных равнин является высокая плотность наложенных друг на друга кратеров диаметром от 5 до 10 км, которые обычно мелкие и удлиненные; вероятно, это вторичные кратеры, образованные близлежащими крупными первичными кратерами, которые наложены на единицу. Как одна группа, большие кратеры и связанные с ними равнины между кратерами образуют часть сильно изрезанной кратерами местности, обозначенную Траском и Гестом.[2]

Относительный возраст и природа материала межкратерных равнин в регионе Бореалис столь же неопределенны, как и в других местах на Меркурии. Strom[3] отметили сходство поверхностной морфологии между меркурийскими межкратерными равнинами и до-Имбриан изрезанные равнины к юго-юго-западу от Mare Nectaris на Луне (Wilhelms, McCauley, 1971; Scott, 1972). Ямы в лунных доимбрийских ямчатых равнинах похожи на небольшие второстепенные образования, покрывающие поверхность материала меркурианских межкратерных равнин. На Луне доимбрийский равнинный материал с ямками окружает Формация Янссен (Скотт, 1972), основание которого определяется как основание Нектарианская система (Стюарт-Александр и Вильгельмс, 1975). Однако плотность кратеров материала межкратерных равнин в регионе Бореалис совпадает с плотностью кратеров на обратной стороне Луны, в районе к северо-западу от кратера. Циолковский ограниченный кратером Менделеев и Mare Smithii. В этой области преобладают доктринальный незащищенные терры и доктрианцы и Нектарник кратеры (Wilhelms, El-Baz, 1977). Сходство плотности кратеров материала межкратерных равнин на Меркурии и преднектарийского ландшафта на Луне является геологически значимым, поскольку оно показывает, что самые старые распознаваемые поверхности как на Меркурии, так и на Луне прошли аналогичные стадии образования кратеров земной коры, но не обязательно в то же самое абсолютное геологическое время. Различия в плотности кратеров, а также во взаимоотношениях заливов в регионе Бореалис показывают, что материал межкратерных равнин и более гладкий материал промежуточных равнин моложе многих кратеров в районе к северо-востоку от кратера. Тургенев, и более древний, чем материал гладких равнин в Borealis Planitia.

Относительный возраст материала межкратерных равнин влияет на его происхождение.[3] Если очень старый материал межкратерных равнин может состоять из анортозит полученный из магматический океан такие, которые могли существовать на Луне (Wood and others, 1970). Если оно будет установлено на более поздних этапах эволюции Меркурия, оно может состоять из бассейнов выбросить или же потоки лавы. Однако в масштабах всей планеты морфологические свидетельства происхождения столкновения, а не вулканического происхождения, не являются убедительными.[3] Независимо от того, подтвердится ли в конечном итоге одна из гипотез, размещение материала межкратерных равнин, вероятно, началось на ранней стадии интенсивной аккреционной бомбардировки.[7] (Гест и О’Доннелл, 1977) и продолжалось до времени образования промежуточного равнинного материала.

Этот общий вывод, по-видимому, подтверждается в регионе Бореалис относительной редкостью кратеров диаметром от 30 до 60 км. Этот дефицит может указывать на всплытие из-за перекрытия кратеров и перекрытие выбросами кратера или всплытие потоками лавы. Кратеры диаметром ≥60 км на Меркурии также относительно немногочисленны по сравнению с аналогичными кратерами на лунных возвышенностях к северо-западу от кратера Циолковский. Уменьшение плотности крупных кратеров и бассейнов на Меркурии по сравнению с Луной может быть либо функцией различных темпов заселения кратеров на этих телах, либо эффектом различной истории земной коры (Schaber и другие, 1977).

Материал промежуточных плоскостей имеет шероховатость и плотность кратеров, переходные между материалом межкратерных плоскостей и материалом гладких плоскостей. В регионе Бореалис эта единица встречается в довольно обширном поясе, который простирается от четырехугольника Шекспира до Бореалиса к северу и северо-востоку от него. Suisei Planitia. Материал промежуточных равнин был впервые обнаружен и нанесен на карту в четырехугольнике Толстого (Schaber, McCauley, 1980), где он в основном встречается на дне кратеров. Он был идентифицирован там по более низкой плотности кратеров, чем у материала межкратерных равнин, и по «меньшему количеству маленьких кратеров с яркими гало, чем на гладком материале равнин» (Schaber and McCauley, 1980). Обе характеристики также типичны для материала промежуточных равнин в регионе Бореалис.

Материалы для бассейна

Бассейн Гете представляет собой большое круглое углубление, которое имеет диаметр примерно 400 км (250 миль) от гребня до гребня обода. Гете ограничен с северной и восточной сторон пологой стеной и прерывистым, низким, бугристым материалом каймы, который может состоять из отложений выброса. Эти материалы похожи на те, которые встречаются вокруг Caloris Basin в Толстовский четырехугольник (Шабер и Макколи, 1980). На своей западной стороне Гете ограничен по крайней мере тремя субпараллельными гребнями или наклонными блоками, которые разделены узкими желобами, частично заполненными гладким равнинным материалом. Холмистые и бугристые остатки, напоминающие отложения и выбросы бассейна, выступают над пологой стенкой бассейна. Они простираются на юго-запад и север впадины за очень приглушенный, низкий, еле заметный гребень гребня на расстоянии от половины до одной трети радиуса впадины. Гете старше, чем гладкий равнинный материал, которым были частично погребены его стена, гребень на краю и большая часть его выбросов. Ударный бассейн Гете может быть старше, чем материал межкратерных равнин и близлежащих крупных кратеров. Он также намного старше бассейна Калорис. (Макколи и другие, 1981).

Несколько дополнительных ударных структур внутри и к югу от региона Бореалис демонстрируют достаточные структурные детали, чтобы их можно было назвать бассейнами, даже несмотря на то, что их диаметр меньше произвольно выбранного нижнего предела в 200 км, принятого Мюрреем и другими (1974) для меркурианских бассейнов. Самый большой и старый из них - Боттичелли, кратер диаметром 140 км (87 миль) с центром на 64 ° северной широты и 110 ° западной долготы. Только самые северные части кратера и внутренней части кратера находятся в пределах нанесенной на карту области, но призрачный остаток внутреннего кольца, теперь затопленного гладкими равнинами, распознается (FDS 148) дальше на юг в Четырехугольник Шекспира. Тургенев Диаметром 110 км (68 миль) достаточно велик, чтобы быть бассейном с центральным пиком (Wood and Head, 1976), хотя кольцо пика, вероятно, было скрыто под гладким материалом равнин. Края Боттичелли и Тургенева покрыты плотно упакованными кратерами, большинство из которых напоминают вторичные кратеры, которые обычно возникают на материале межкратерных равнин. Следовательно, Боттичелли и Тургенев по крайней мере так же стары, как материал межкратерных равнин, и могут быть эквивалентны по возрасту ударному бассейну Гете. Аналогичный аргумент можно выдвинуть в отношении возраста Бассейн Монтеверди Диаметром 130 км с центром на 64 ° северной широты и 77 ° западной долготы. Виктория четырехугольник. Младшие кратеры Йокаи и Верди, которые имеют ярко выраженные центральные пики и призрачные прерывистые внутренние кольца, вероятно, квалифицируются как бассейны с центральными пиками (Wood and Head, 1976). Обе структуры значительно моложе бассейна Калорис.

Нет материала, похожего ни на линейчатую, ни на вторично-кратерную фацию Формация Ван Эйк, самая отличительная и отдаленная единица Калорис Групп (McCauley и др., 1981), можно однозначно идентифицировать в районе Borealis. Присутствуют несколько округлых холмов или выступов, слишком маленьких, чтобы их можно было нанести на карту; они морфологически похожи на блоки Формация Одина окружающие бассейн Калорис в четырехугольнике Шекспира (Guest and Greeley, 1983), и особенности Формирование Альп вокруг Имбриум Бассейн на Луне. Две из самых ярких из этих выступов, возможно, имеют длину 2 км (1,2 мили) и диаметр 0,2 км (0,12 мили); они возвышаются над гладким равнинным материалом, который заполняет сильно разрушенный, не нанесенный на карту, неправильный кратер на 69 ° северной широты, 157 ° западной долготы (FDS 088). Эти выступы находятся примерно в 1100 км (680 миль) к северо-востоку от Калорис Монтес и может представлять выбросы бассейна Калорис. В качестве альтернативы, они могут быть связаны с выбросом кратера Верди или с линейчатым выбросом и выбросом вторичного кратера, который вспыхивает к юго-востоку от безымянного кратера к северу от кратера и рядом с ним. Низами. Еще одна морфологическая особенность, которая может быть связана с событием бассейна Калорис, состоит из бороздок на материале межкратерных равнин и на юго-западных стенках кратеров, таких как Мансарт. Эти борозды имеют длину несколько километров и ширину несколько сотен метров. Направление удлинения многих небольших вторичных кратеров также предполагает их происхождение, связанное с событием Калорис.

Младший равнинный материал

Материал гладких равнин (единица ps) образует обширные просторы Borealis и Suisei Planitiae, а также дно большинства бассейнов и кратеров. Это самая обширная стратиграфическая единица в регионе Бореалис, охватывающая 30 процентов нанесенной на карту территории. Поверхность материала гладких равнин довольно редко покрыта кратерами по сравнению с поверхностью материала межкратерных равнин. Гребни от морщин общие. И дно бассейна Гете, и наложенные на него более молодые кратеры (теперь наблюдаемые как погребенные) покрыты гладким равнинным материалом; установка также заполняет призрачные и затопленные кратеры, которые обычны как на Borealis, так и на Suisei Planitiae и напоминают лунный кратер. Архимед. Огромный объем материала гладких равнин, который должен лежать в основе Borealis Planitia, чтобы похоронить ранее существовавшую топографию, а также присутствие материала на дне бассейнов и кратеров позволяют предположить, что материал гладких равнин был заложен в псевдоожиженном состоянии в виде вулканической лавы. потоки[1] (Мюррей и другие, 1974). Несмотря на то, что фронты течения не могут быть однозначно нанесены на карту на Borealis Planitia, дополнительным свидетельством вулканического происхождения единицы является ее наложение на материал межкратерных равнин, что лучше всего наблюдается вдоль западного края Borealis Planitia (FDS 85, 152, 153, 156 и 160). ). Различные типы равнинных материалов, распознаваемые на Меркурии, демонстрируют небольшой тональный контраст. В альбедо материала гладких равнин выше, чем материала лунных кобыл (Hapke и др., 1975). Сходство в альбедо между материалом меркурианской гладкой равнины и материалом лунных световых равнин привело Вильгельмса.[8] чтобы расширить аналогию с составом: он предположил, что оба блока состоят из ударных выбросов, подобных лунному Формация Кэли отобранный Аполлон-16. Wilhelms[9] даже выдвинул гипотезу о том, что бассейн источника материала обширных равнин Borealis Planitia «вполне может скрываться в темноте за терминатором». Более полное обсуждение проблемы дает Стром.[3]

Кратерные материалы

В регионе Бореалис кратеры нанесены на карту в соответствии с пятиступенчатой ​​классификацией, предложенной Макколи и другими (1981), которая определяет возраст меркурианских кратеров на основе диаметра кратера и морфологической деградации. Кратеры диаметром менее 30 км (19 миль) не отображаются. Все бассейны диаметром от 100 км (62 миль) до 200 км (120 миль) (включая те, которые имеют центральные вершины и кольца пиков) отображаются как кратеры. Критериями, используемыми для определения ударных структур, являются морфологические компоненты кратера, такие как лучи, вторичные лучи, бугристые края, различные фации выброса кратера, геометрия и структура кратера или их комбинация.

На нанесенной на карту территории не наблюдалось лучевых кратеров диаметром ≥ 30 км (19 миль), но многие умеренно яркие и диффузные лучи проходят через гладкую равнину или возникают в виде ореолов вокруг очень маленьких кратеров в Borealis Planitia. Цепочка прерывистых лучей северо-восточного простирания, которая простирается через Borealis Planitia до бассейна Гете, может исходить от небольших безымянных и не нанесенных на карту лучевых кратеров около южного края области карты. Относительная редкость небольших кратеров с ярким гало на материале промежуточных равнин, возможно, из-за уникальных физических свойств этого материала, была впервые отмечена в Толстовский четырехугольник (Шабер и МакКоли, 1980); эта нехватка характерна и для подразделения в районе Бореалис.

Уменьшение баллистической дальности Меркурия по сравнению с Луной вызвано более сильным гравитационным полем Меркурия.[3] (Макколи и другие, 1981).[10] Это явление, которое приводит к уменьшению дисперсии выбросов и вторичных кратеров, лучше всего наблюдается в районе Бореалис вокруг кратеров Верди.[2][10] и Депрез. Незначительные различия между морфологиями меркурианского и лунного кратеров не связаны с различиями в меркурианских и лунных гравитационных полях.[3] (Цинтала и др., 1977; Малин, Дзурисин, 1977, 1978;). Напротив, морфологические компоненты внутренних частей кратеров и обилие центральных пиков и террас на обоих телах, по-видимому, связаны с физическими свойствами материала мишени.[3] (Cintala и др., 1977; Смит, Хартнелл, 1978). Группы плотно упакованных и перекрывающихся крупных кратеров к западу от кратера. Гоген и к востоку от кратера Мансарт, вместе с близлежащими изолированными кратерами и окружающим материалом, были нанесены на карту Траском и Гостем.[2] как сильно изрезанная кратерами местность. По их мнению, многие из небольших кратеров, наложенных на межкратерные области, могут быть вторичными по отношению к большим кратерам. Они также отметили, что внутренности этих больших кратеров заполнены материалом, который менее кратерный, более гладкий и, следовательно, моложе, чем материал межкратерных равнин.

В регионе Бореалис встречаются два типа кратеров-призраков; оба почти уничтожены гладким равнинным материалом. В одном типе, найденном вдоль северо-западной границы Suisei Planitia (Гест и Грили, 1983), только самые верхние части стен и венцов выступают над гладким материалом равнин. Кратеры-призраки этого типа имеют округлые гребни по краям, которые густо покрыты воронками, что типично для шероховатой поверхности материала межкратерных равнин. Эти кратеры покрыты гладким равнинным материалом и поэтому старше его; аналогичная связь наблюдается на Луне, где кратер Архимед кажется старше, чем содержащийся в нем кобыльий материал. Другой тип кратера-призрака, распространенного в Borealis Planitia, можно распознать только по неправильному или тонкому очертанию краевого гребня под тонкой мантией из гладкого равнинного материала; гребень погребенного обода показан на карте. Многоугольный кратер-призрак с центром на 82,5 ° северной широты и 100 ° западной долготы к северо-западу от Депреса является переходной формой между этими двумя типами. Полярное затемнение на Меркурии обычно отсутствует (Hapke, 1977), но потемнение в ограниченных областях может быть связано с осаждением из паровой фазы, сопровождающим удары микрометеоритов.[3] (Хапке, 1977). В регионе Borealis потемнение поверхности затрагивает дно некоторых кратеров, и области с низким альбедо нанесены на карту как на промежуточных равнинах, так и на гладких равнинах. Равнины с низким альбедо граничат с границами Borealis и Suisei Planitiae, что предполагает, что потемнение может быть вызвано утечкой внутренних летучих материалов по трещиноватым краям нераспознанных погребенных или очень деградированных бассейнов.

Структура

Одним из основных различий между поверхностью Меркурия и Луны является «широкое распространение [на Меркурии] лопастных уступы которые кажутся упорными или обратными недостатки в результате периода сжатия земной коры ... »[11] Эти уступы представляют собой уникальные структурные формы рельефа, которые были отмечены вскоре после получения фотографий Mariner 10. Мюррей и другие (1974) описали их как имеющие извилистые очертания, слегка лопастный фронт и длину более 500 км. Более подробное описание дано Стромом и другими.[1] Дзурисин (1978) классифицировал эти уступы, проводя различие между межкратерными и внутрикратерными уступами (схема, принятая при картировании региона Бореалис) в попытке понять тектоническую и вулканическую историю Меркурия. Мелош (1977), Мелош и Дзурисин (1978) предложили планетарную сетку, состоящую из сопряженных трещин сдвига северо-восточного и северо-западного простирания, образованных напряжениями приливный отлив в начале истории Меркурия. Они думали, что эти трещины были позже изменены, и предсказали, что в полярных регионах будут обнаружены нормальные разломы восточного направления, вызванные напряжениями растяжения. В более позднем отчете Пехманн и Мелош (1979, стр. 243) заявили, что «северо-западные и северо-западные тренды в полярных регионах становятся почти северо-южными».

Составляющая северо-западного простирания постулируемой глобальной сетки трещин заметно отсутствует в районе Borealis. Тем не менее, обращенные на северо-восток уступы и впадины бросаются в глаза через материал межкратерных равнин и в заполнении кратера (материал гладких равнин) между меридианами 155 ° и 185 ° и со стороны кратера. Ван Дейк на север к кратеру Перселл и дальше. Выступы обычно прямые в материале межкратерных равнин, но становятся заметно лопастными в заполнении кратера (например, внутри кратера). Сайкаку ). Эта группа уступов и впадин, простирающихся на северо-восток, а также другая группа уступов и впадин, простирающихся на север внутри кратера Ван Дейк и к северу от него, вероятно, следуют за зонами структурной слабости в меркурийской коре. Древние трещины, которые были реактивированы более поздними ударами, могли сначала предоставить каналы для заполнения кратера (гладкий равнинный материал), а затем распространиться вверх через заполнение. То, что эти гребни, уступы и впадины являются частями глобальной сети трещин, нельзя утверждать окончательно из-за их близости к терминатору и отсутствия фотографического покрытия за пределами меридиана 190 °. Некоторые уступы, вероятно, образовались в результате нормального разлома материала гладкой равнины, покрывающего дно некоторых кратеров, как в Четырехугольник Койпера (Скотт и др., 1980). Однако мы не можем определить, является ли большинство линеаментов внутренними или являются частью разломной и линейчатой ​​фации, связанной с соседним, но не сфотографированным ударным бассейном. Мелош (1977) предсказал, что нормальные разломы восточного простирания будут формироваться в высоких широтах Меркурия в результате небольшого укорочения земной коры. Его предсказанные разломы могут быть представлены уступом, простирающимся с востока на северо-восток, и линеаментом, пересекающим материал промежуточных равнин и кратером Йокай между меридианами 125 ° и 155 °. Северный полюс находится слишком близко к терминатору, чтобы обнаружить наличие или отсутствие «многоугольного расположения без предпочтительной ориентации», как предсказывали Мелош и Дзурисин (1978, с. 233).

Дугообразные и радиальные линеаменты, которые могут возникнуть в результате тектонических изменений меркурийской коры после раскопок очень больших многокольцевых ударных бассейнов, таких как тот, который постулируется под Borealis Planitia[3][4] (Boyce, Grolier, 1977), не были однозначно идентифицированы в районе Borealis. С одной стороны, некоторые гребни на поверхности гладкого равнинного материала у Borealis Planitia могут иметь структурное (внутреннее) происхождение; этот тип гребня в другом месте на Меркурии приписывают сжатию и небольшому укорочению коры.[1] (Мелош, 1977; Мелош, Дзурисин, 1978). С другой стороны, морщинистый извилистый гребень вдоль северо-восточной границы впадины Гете вместе с обращенными наружу концентрическими уступами вдоль ее периферии может представлять фронты потоков лавы, которые связаны с развитием структурного рва между впадиной. заполнить и стену. Последняя интерпретация поддерживает точку зрения о том, что ударные кратеры и бассейны на Меркурии, как на Луне (Schultz, 1977) и Марсе, «сыграли доминирующую роль в контроле поверхностного проявления магматической активности» (Schultz and Glicken, 1979, p. 8033). Медленное, продолжительное изостатическое регулирование дна бассейна могло продолжаться и после размещения заполнения бассейна, структурная ситуация аналогична кратеру Посидоний на Луне (Schaber и другие, 1977, Schultz, 1977).

Однако у Borealis Planitia большинство гребней имеет внешнее происхождение. Похоже, они либо очерчивают краевые гребни расположенных ниже призрачных кратеров, которые слегка покрыты гладким равнинным материалом, либо являются фронтами потока лавы. На карте показаны гребни 20 кратеров-призраков диаметром от 40 до 160 км, которые погребены под гладким материалом равнины Borealis Planitia, материал которого совпадает по протяженности с заполнителем, покрывающим дно бассейна Гете. Кроме того, выбросы из кратера Депрез простираются более чем на 40 км на восток за круговой уступ, который может представлять гребень кратера погребенного кратера диаметром 170 км (FDS 156, 160) или, что более вероятно, фронт лавовых потоков. Размер и плотность этих призрачных кратеров позволяют предположить, что до внедрения гладкого равнинного материала исходная сильно изрезанная кратерами поверхность Borealis Planitia - возможно, была изрезанным кратерами дном очень большого многокольцевого ударного бассейна - и покрытым кратерами полом Гете. Бассейны были похожи по составу и возрасту на материал равнин между кратерами высокогорья к западу.Многие уступы в Borealis Planitia субконцентричны по отношению к краю бассейна Гете и имеют более крутые склоны, обращенные от него, что позволяет предположить, что они представляют собой фронты потоков лавы, которые выходят на поверхность обширных участков сильно изрезанной кратерами местности (межкратерный или более старый материал равнин).

Геологическая история

Мюррей и другие (1975) постулировали пять периодов, составляющих историю поверхности Меркурия: (1) аккреция и дифференциация; (2) бомбардировка терминала; (3) формирование бассейна Калорис; (4) затопление этого бассейна и других территорий; и (5) легкие кратеры на гладких равнинах. Только периоды, следующие за аккрецией, могут быть напрямую интерпретированы в регионе Borealis.

Материал межкратерных равнин, который может быть переработанным и смешанным. совокупность импактных и вулканических отложений, был заложен в течение длительного периода, который простирался после создания бассейна Гете и многих более мелких бассейнов и кратеров. Выступы и впадины, которые проходят через материал межкратерных равнин, могут указывать на ранний эпизод сжатия, последовавший за еще более ранним расширением и дифференциацией коры. Размер и плотность призрачных кратеров, которые можно обнаружить под гладким равнинным материалом внутри бассейна Гете, указывают на то, что дно бассейна было сильно изменено кратером и размещением межкратерных материалов до внедрения промежуточных и гладких равнинных материалов. Таким образом, эта интерпретация подразумевает, что формирование бассейна Гете предшествовало или произошло вскоре после того, как началось внедрение материала межкратерных равнин. Относительное сходство в альбедо равнин Меркурия, независимо от того, образовано ли оно из межкратерных, промежуточных или гладких равнинных материалов, также предполагает сходство в химическом составе и, возможно, в способе размещения материалов равнин. Однако высокая плотность кратеров из материалов межкратерных и промежуточных равнин делает вероятным, что исходные типы горных пород этих двух единиц (будь то базальт, ударный расплав, или же ударная брекчия ) были значительно изменены брекчия следующее размещение.

Бассейн Гете значительно старше Бассейна Калориса. Размещение материала гладких равнин Borealis Planitia в течение нескольких или многих эпизодов привело к восстановлению поверхности и сглаживанию исходного материала бассейна Гете и его окрестностей на сотни километров.

Поверхность Меркурия достигла своей нынешней конфигурации несколько миллиардов лет назад (Solomon, 1978). С тех пор он был лишь немного изменен ударными кратерами, которые повсеместно накладываются на все другие отложения. Обобщенное изложение истории Меркьюри было дано Гестом и О’Доннеллом (1977), Дэвисом и другими,[12] и Стром.[3]

Источники

  • Grolier, Maurice J .; Джозеф М. Бойс (1984). "Геологическая карта региона Бореалис (H-1) Меркурия" (PDF). Подготовлено для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Министерством внутренних дел США, Геологической службой США (опубликовано в печатном виде как карта I – 1660 серии «Разнообразные исследования USGS», как часть Атласа Меркурия, геологическая серия 1: 5 000 000. Имеется печатная копия на продажу в Геологической службе США, Информационные службы, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)

Рекомендации

  1. ^ а б c d Strom, R.G .; Траск, Н. Дж .; Гость, Дж. Э. (1975). «Тектонизм и вулканизм на Меркурии». Журнал геофизических исследований. 80 (17): 2478–2507. Дои:10.1029 / jb080i017p02478.
  2. ^ а б c d е Траск, Н. Дж .; Гость, Дж. Э. (1975). «Предварительная геологическая карта местности Меркурия». Журнал геофизических исследований. 80 (17): 2461–2477. Дои:10.1029 / jb080i017p02461.
  3. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м Стром, Р. Г. (1979). «Меркурий: оценка после выхода Mariner 10». Обзоры космической науки. 24 (1): 3–70. Дои:10.1007 / bf00221842.
  4. ^ а б c Траск, Н. Дж .; Стром, Р. Г. (1976). «Дополнительное свидетельство меркурианского вулканизма». Икар. 28 (4): 559–563. Bibcode:1976Icar ... 28..559T. Дои:10.1016/0019-1035(76)90129-9.
  5. ^ а б Дэвис, М. Э .; Dwornik, S.E .; Голт, Д. Э .; Стром, Р. Г. (1978). Атлас Меркурия. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. п. 31. ISBN  978-1-114-27448-8. Специальная публикация SP-423.
  6. ^ Дэвис, М. Э .; Dwornik, S.E .; Голт, Д. Э .; Стром, Р. Г. (1978). Атлас Меркурия. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. п. 2. ISBN  978-1-114-27448-8. Специальная публикация SP-423.
  7. ^ Малин, М. С. (1976). «Наблюдения межкратерных равнин на Меркурии». Письма о геофизических исследованиях. 3 (10): 581–584. Bibcode:1976GeoRL ... 3..581M. Дои:10.1029 / GL003i010p00581.
  8. ^ Вильгельмс Д. Э. (1976). «Меркурианский вулканизм подвергается сомнению». Икар. 28 (4): 551–558. Дои:10.1016/0019-1035(76)90128-7.
  9. ^ Вильгельмс Д. Э. (1976). «Меркурианский вулканизм под вопросом». Икар. 28 (4): 556. Дои:10.1016/0019-1035(76)90128-7.
  10. ^ а б Голт, Д. Э .; Гость, J. E .; Мюррей, Дж. Б .; Дзурисин, Д .; Малин, М. С. (1975). «Некоторые сравнения ударных кратеров на Меркурии и Луне». Журнал геофизических исследований. 80 (17): 2444–2460. Дои:10.1029 / jb080i017p02444.
  11. ^ Стром, Р. Г. (1979). «Меркурий: оценка после выхода Mariner 10». Обзоры космической науки. 24 (1): 10–11. Дои:10.1007 / bf00221842.
  12. ^ Дэвис, М. Э .; Dwornik, S.E .; Голт, Д. Э .; Стром, Р. Г. (1978). Атлас Меркурия. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. С. 1–128. ISBN  978-1-114-27448-8. Специальная публикация SP-423.
  • Бойс, Дж. М., Диал, А. Л., и Масурский, Гарольд, 1976, Оптимальный угол солнца для получения фотографий характеристик поверхности Марса с орбиты: Межведомственный отчет Геологической службы США: Astrogeology 78, 8 стр.
  • Бойс, Дж. М., и Гролье, М. Дж., 1977, Геология четырехугольника Меркурия Гете (Hl), в Арвидсоне, Раймонде и Вахманне, Рассел, ред., Отчеты программы планетарной геологии, 1976–1977: Национальная аэронавтика и космос Административный технический меморандум X-3511, стр. 237.
  • Синтала М.Дж., Вуд К.А. и Хед Дж. У., 1977, Влияние характеристик цели на морфологию свежего кратера: Предварительные результаты для Луны и Меркурия: Конференция по лунной науке, 8-е, Хьюстон, 1977, Proceedings, p. 3409–3425, 4 фиг., 3 табл.
  • Коломбо, Джузеппе, 1965, Период вращения планеты Меркурий: Природа, т. 208, вып. 5010, стр. 575.
  • Коломбо, Джузеппе и Шапиро И.И., 1966, Вращение планеты Меркурий: Астрофизический журнал, т. 145, с. 296–307.
  • Де Хон, Р. А., Скотт, Д. Х. и Андервуд, Дж. Р., мл., 1981, Геологическая карта четырехугольника Койпера на Меркурии; Геологическая служба США, серия «Разные исследования», Карта I-1233, масштаб 1: 5 000 000.
  • Дзурисин, Даниэль, 1978, Тектоническая и вулканическая история Меркурия, выведенная из исследований уступов, хребтов, впадин и других очертаний: Журнал геофизических исследований, т. 83, вып. B10, стр. 4883–4906.
  • Гест, Дж. Э., и Грили, Рональд, 1983, Геологическая карта четырехугольника Шекспира Меркурия: Геологическая служба США, Серия Различных исследований, Карта I-1408, масштаб 1: 5 000 000.
  • Гест, Дж. Э., и О’Доннелл, У. П., 1977, Поверхностная история Меркурия: обзор: Перспективы в астрономии, т. 20, с. 273–300.
  • Хапке, Брюс, 1977, Интерпретации оптических наблюдений Меркурия и Луны: Физика Земли и планетных недр, т. 15, с. 264– 274.
  • Хапке, Брюс, Дэниэлсон, Дж. Э., младший, Клаасен, Кеннет и Уилсон, Лайонел, 1975, Фотометрические наблюдения Меркурия с аппарата Mariner 10: Журнал геофизических исследований, т. 80, вып. 17, стр. 2431–2443
  • Хартманн, В. К., 1966, Ранний лунный кратер: Икар, т. 5, № 4, с. 406– 418.
  • Хартманн, В. К., 1967, Подсчет лунных кратеров, III: Постмарные и «архимедовы» вариации: Лунная и планетарная лаборатория, Сообщение No. 116, т. 7, п. 3, стр. 125–129.
  • Клаасен, К. П., 1976, Ось вращения и период Меркурия: Икар, т. 28, вып. 4, стр. 469–478.
  • Малин, М.С., и Дзурисин, Даниэль, 1977, Деградация рельефа на Меркурии, Луне и Марсе: данные по соотношению глубины / диаметра кратера: Журнал геофизических исследований, т. 82, вып. 2, стр. 376–388, 7 рис., 7 табл.
  • Малин, М. К., и Дзурисин, Даниэль, 1978, Модификация свежих кратерных форм рельефа: данные Луны и Меркурия: Журнал геофизических исследований, т. 83, вып. Bl, p. 233–243.
  • Масурский, Гарольд, Колтон, Дж. У., и Эль-Баз, Фарук, ред., 1978, Аполлон над Луной: вид с орбиты: Специальная публикация Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства, 362, 255 с.
  • Макколи, Дж. Ф., Гест, Дж. Э., Шабер, Г. Г., Траск, Н. Дж., И Грили, Рональд, 1981, Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий: Икар, т. 47, вып. 2, стр. 184–202.
  • МакГилл, Дж. Э., и Кинг, Э. А., 1983, Геологическая карта четырехугольника Виктории на Меркурии: Геологическая служба США, серия Различных исследований, Карта I-1409, масштаб 1: 5 000 000.
  • Мелош, Х. Дж., 1977, Глобальная тектоника опустошенной планеты: Икар, т. 31, вып. 2, стр. 221–243.
  • Мелош, Х. Дж., И Дзурисин, Даниэль, 1978, Меркурианская глобальная тектоника: следствие приливного подавления ?: Икар, т. 35, вып. 2, стр. 227–236.
  • Мюррей, BC, Белтон, JJS, Дэниэлсон, GE, Дэвис, ME, Голт, Делавэр, Хапке, Брюс, О'Лири, Брайан, Стром, Р.Г., Суоми, Вернер и Траск, Ньюэлл, 1974, поверхность Меркурия: предварительное описание и интерпретация из Маринер 10 картинки: Наука, т. 185, вып. 4146, стр. 169–179.
  • Мюррей, Б.С., Малин, М.С., и Грили, Рональд, 1981, Планеты земного типа: Сан-Франциско, W.H. Freeman and Co., 387p.
  • Мюррей, Б. К., Стром, Р. Г., Траск, Н. Дж., И Голт, Д. Е., 1975, Поверхностная история Меркурия: последствия для планет земной группы: Журнал геофизических исследований, т. 80, вып. 17, стр. 2508–2514.
  • Пехманн, Дж. Б., и Мелош, Х. Дж., 1979 Глобальные модели изломов разрушенной планеты: приложение к Меркурию: Икар, т. 38, вып. 2, стр. 243–250.
  • Шабер. Дж. Г., Бойс, Дж. М., Траск, Нью-Джерси, 1977, Луна-Меркурий: большие ударные структуры, изостазность, средняя вязкость земной коры: Физика Земли и планетных недр, т. 15, пп. 2–3, с. 189–201.
  • Шабер, Дж. Дж., И МакКоли, Дж. Ф., 1980, Геологическая карта Толстого четырехугольника Меркурия: Геологическая служба США Серия Различных исследований Карта I-1199, масштаб 1: 5 000 000.
  • Шульц П. Х., 1977, Эндогенная модификация ударных кратеров на Меркурии: Физика Земли и планетных недр, т. 15, пп. 2–3, с. 202–219.
  • Шульц, П. Х., и Гикен, Гарри, 1979, Ударный кратер и бассейновый контроль магматических процессов на Марсе: Журнал геофизических исследований, т. 84, вып. B14, стр. 8033–8047.
  • Скотт Д. Х., 1972, Геологическая карта четырехугольника Луны Мауролик: Геологическая служба США. Разные исследования. Карта I-695, масштаб 1: 1 000 000.
  • Скотт Д.Х., Андервуд-младший, младший, и Де Хон, Р.А., 1980, Нормальные разломы на Меркурии: пример в четырехугольнике Койпера, в Отчетах о планетных программах, 1979–1980: Технический меморандум Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства 81776, стр. . 28–30.
  • Смит, Э. И., и Хартнелл, Дж. А., 1978, Профили размера и формы кратера для Луны и Меркурия: влияние ландшафта и межпланетные сравнения: Луна и планеты, т. 19, с. 479–511, 17 рис., 3 таблицы, приложения.
  • Содерблом, Л. А., и Бойс, Дж. М., 1972, Относительный возраст некоторых ближних и дальних равнин на основе метрической фотографии Аполлона-16: Предварительный отчет Аполлона-16: Специальная публикация 315 Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства, стр. 29.3–29.6.
  • Соломон С.К., 1978, О вулканизме и термальной тектонике на одноплитных планетах: Письма о геофизических исследованиях, т. 5, вып. 6, стр. 461–464, 3 фиг.
  • Стром Р.Г., 1977, Происхождение и относительный возраст лунных и меркурианских межкратерных равнин: Физика Земли и планетных недр, т. 15, пп. 2–3, с. 156–172.
  • Стюарт-Александр, Д. Э., и Вильгельмс, Д. Э., 1975, Нектарная система: новая стратиграфическая единица лунного времени: Журнал исследований геологической службы США, т. 3, вып. 1, стр. 53–58.
  • Вильгельмс, Д. Э., и Эль-Баз, Фарук, 1977, Геологическая карта восточной стороны Луны: Геологическая служба США Серия различных исследований, карта I-948, масштаб 1: 5 000 000.
  • Вильгельмс Д. Э. и Макколи Дж. Ф., 1971, Геологическая карта обратной стороны Луны: Геологическая служба США. Разные геологические исследования. Карта I-1703, масштаб 1: 5 000 000.
  • Вуд К. А. и Хед Дж. У., 1976, Сравнение ударных бассейнов на Меркурии, Марсе и Луне: Конференция по лунной науке, 7-е, Хьюстон, 1977, Proeedings, стр. 3629–3651.
  • Вуд, Дж. А., Дики, Дж. С., Марвин, У. Б. и Пауэлл, Б. Н., 1970, Лунные анортозиты и геофизическая модель Луны: Конференция по лунной науке Аполлона-11, Хьюстон, 1970, Proceedings, v. 1, p. 965– 988.