Borealis четырехугольник является четырехугольник на Меркурии , окружающий северный полюс до 65 ° широты (см также: география Марса ).
Он содержит бассейн Гете , диаметр которого составляет не менее 400 км (250 миль), что делает его шестым по величине ударным бассейном, наблюдаемым на изображениях Mariner 10 [1] [2] [3] (Murray и другие, 1974; Boyce and Grolier, 1977; Strom, 1977) и седьмым по величине из известных с открытием бассейна Скинакас . В западной половине нанесенной на карту области (между 100 ° и 190 ° з. Д.) Преобладают более старые кратеры и материал межкратерных равнин, который находится между ними и внутри них. Более молодые кратерные материалы, промежуточный равнинный материал и небольшие участки гладкого равнинного материала накладываются на все другие единицы. Кратер ВердиЕго диаметр составляет 122 км (76 миль), это самый большой из молодых кратеров. Его обширное покрытие выброса и поле вторичных кратеров наложены на равнинные материалы и более старые кратеры.
Восточная половина нанесенной на карту области (между 0 ° и 100 ° з. Д.) Характеризуется гладким равнинным материалом [4] (Murray и др., 1974). Эта единица охватывает обширные пространства Borealis Planitia , депрессии диаметром около 1000 км (620 миль), имеющей неправильную дугообразную западную границу. Эта депрессия расположена на месте (ах) одной или нескольких старых ударных структур [3] [4] (Boyce and Grolier, 1977).
Mariner 10 изображений
В регионе Borealis изображения Mariner 10 доступны только для западного полушария, от долгого 0 ° до приблизительно 190 ° з. Д. Меркурий находился в темноте за пределами долгого 190 ° з. Д. 29 марта 1974 г., когда был получен первый пролет Mariner 10. самые полезные фотографии региона. Большинство фотографий, используемых для геологического картирования, было получено уходящим космическим кораблем во время первого пролета (Меркурий I). Столкновение с Меркурием II не дало 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 г. [5] Для региона Бореалис нет стереоскопических фотографических пар.
Поскольку терминатор находился в нескольких градусах от меридиана 0 ° -180 ° во время первого столкновения, фотографии этого региона были получены в широком диапазоне условий освещения. Эти условия и большой угол наклона фотографий затрудняли геологическую интерпретацию поверхностных материалов в области карты, как это было у Койпера (Де Хон и другие, 1981), Виктории (МакГилл и Кинг, 1983) и Шекспира (Гест и Грили). , 1983) четырехугольники южнее.
Климат
Экваториальная плоскость Меркурия наклонена менее чем на 2 ° к плоскости его орбиты (Klaasen, 1976; Murray и др., 1981, стр. 28); его период вращения 58,64 земных дня находится в двух третях резонанса с его орбитальным периодом 87,97 земных дней (Коломбо, 1965; Коломбо и Шапиро, 1966). [5] Результирующее запаздывание и эксцентриситет орбиты создают изменение средней температуры не только в зависимости от широты, как на Земле, но также и от долготы. Однако из-за относительно медленного периода вращения Меркурия суточные колебания температуры, вероятно, значительно 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 значительным изменениям длины 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 суточный диапазон поверхностных температур в несколько сотен градусов Кельвина, подповерхностная 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) единицы - это материал межкратерных равнин, 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 ограничена плотностью кратеров на лунных возвышенностях , наиболее сильно изрезанной кратерами лунной поверхности, и на поверхности Oceanus Procellarum , умеренно изрезанной кратерами поверхности лунной кобылы. . Кривая для лунных возвышенностей была получена по подсчетам кратеров в районе к северо-западу от кратера Циолковский , между кратером Менделеев и Море Смитии . 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); плотность его кратеров - промежуточная между кратерами Mare Tranquillitatis и слегка 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 к югу от 65 ° северной широты в четырехугольнике Шекспира , в кратере Стриндберг и в Suisei Planitia включены в эти подсчеты. Материалы равнин, 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 изображены 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 - старейший узнаваемый картографический блок в регионе Бореалис. Он расположен между большими кратерами от примерно 155 ° до 190 ° западной долготы, 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 эта единица была описана Траском и Гестом [2], которые считали ее наиболее распространенной единицей на Меркурии; Стром [3] сообщил, что этот материал покрывает одну треть поверхности, видимой 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 блок. 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] отметил сходство в приповерхностной морфологии между меркурианским intercrater равнинами и пре- имбрийской ямкой равнины к юго-юго - запад от Моря Нектара на Луне (Wilhelms и Макколи, 1971; Scott, 1972). Ямы в лунных доимбрийских ямчатых равнинах похожи на небольшие второстепенные образования, которые покрывают поверхность материала меркурианских межкратерных равнин. На Луне доимбрийский материал ямчатых равнин образует формацию Янссен (Scott, 1972), основание которой определяется как основание Нектарианской системы (Stuart-Alexander and Wilhelms, 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, ограниченного кратерами Менделеева и Море Смитии . Эта область доминирует донектарский период unmantled терра и донектарский период и нектарский период кратеров (Wilhelms и El- БАЗ, 1977). Сходство плотности кратеров между кратерными равнинами на Меркурии и доконектарным ландшафтом на Луне имеет геологическое значение, поскольку 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 отношения заливов в регионе Бореалис показывают, что материал межкратерных равнин и более гладкий материал промежуточных равнин моложе, чем многие кратеры в районе к северо-востоку от кратера Тургенев , и старше, чем материал гладких равнин в Бореалис Планиция.
Относительный возраст материала межкратерных равнин влияет на его происхождение. [3] Если материал очень старый, межкратерный равнинный материал может состоять из анортозита, полученного из магматического океана , который мог существовать на Луне (Wood and others, 1970). Если они размещены на более поздних этапах эволюции Меркурия, они могут состоять из выбросов бассейна или потоков 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, внедрение материала межкратерных равнин, вероятно, началось на ранней стадии интенсивной аккреционной бомбардировки [7] (Guest and O'Donnell, 1977) и продолжалось до времени образования промежуточных равнин. материал.
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 переходную шероховатость и плотность кратеров 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 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 большую круглую депрессию, которая имеет диаметр примерно 400 км (250 миль) от гребня до гребня края. Гете ограничен с северной и восточной сторон пологой стеной и прерывистым, низким, бугристым материалом по краю, который может состоять из отложений выброса. Эти материалы аналогичны тем, которые встречаются вокруг бассейна Калорис в четырехугольнике Толстого (Schaber and McCauley, 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 впадины и выбросы, выступают над пологой стенкой впадины. 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 и большая часть его выбросов. Ударный бассейн Гете может быть старше, чем материал межкратерных равнин и крупных кратеров поблизости. 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 диаметры меньше, чем произвольно выбранный нижний предел в 200 км, принятый Мюрреем и другими (1974) для меркурианских бассейнов. Самый крупный и самый старый из них - Боттичелли , кратер диаметром 140 км (87 миль) с центром на 64 ° северной широты и 110 ° западной долготы. Только самые северные части края 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 четырехугольнике Шекспира . Тургенев , диаметром 110 км (68 миль), достаточно велик, чтобы быть впадиной центрального пика (Wood and Head, 1976), хотя кольцо пика, вероятно, было скрыто под гладким материалом равнины. 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 может быть выдвинут в отношении возраста бассейна Монтеверди , диаметром 130 км, с центром на 64 ° северной широты и 77 ° западной долготы в четырехугольнике Виктория . Более молодые кратеры Йокай и Верди , которые имеют выступающие центральные пики и призрачные прерывистые внутренние кольца, вероятно, квалифицируются как бассейны с центральными пиками (Wood and Head, 1976). Обе структуры значительно моложе бассейна Калорис.
Никакой материал, похожий ни на линейчатую, ни на вторично-кратерную фацию формации Ван Эйк , наиболее характерной и удаленной единицы группы Калорис (McCauley и др., 1981), не может быть однозначно идентифицирован в регионе Бореалис. Присутствуют несколько округлых холмов или выступов, слишком маленьких, чтобы их можно было нанести на карту; они морфологически сходны с блоками формации Один, окружающей бассейн Калорис в четырехугольнике Шекспира (Guest and Greeley, 1983), и с особенностями формации Альп вокруг бассейна Имбриум 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 могут представлять выбросы бассейна Калорис. В качестве альтернативы, они могут быть связаны с выбросами в кратере Верди или с линейными выбросами и выбросами вторичного кратера, которые вспыхивают к юго-востоку от безымянного кратера к северу от кратера Низами и примыкают к нему . Другая 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 достигают нескольких километров в длину и нескольких сотен метров в ширину. 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 в виде морщин встречаются часто. Как дно впадины Гете, так 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 Archimedes . 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 предполагают, что материал гладких равнин был заложен в псевдоожиженном состоянии в виде вулканической лавы. потоки [1] (Мюррей и др., 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. Альбедо гладких равнин материала выше , чем у Луны кобыла материала (Hapke и другие, 1975). Сходство в альбедо между материалом меркурианской гладкой равнины и материалом лунных световых равнин привело Вильгельмса [8] к расширению аналогии с составом: он предположил, что обе единицы состоят из ударных выбросов, подобных лунной формации Кэли, взятой с помощью Аполлона-16 . Вильгельмс [9] даже выдвинул гипотезу о том, что источник материала обширных равнин Borealis Planitia «вполне может скрываться в темноте за пределами терминатора». Более полное обсуждение проблемы дает Стром. [3]
Кратерные материалы
В регионе Бореалис кратеры наносятся 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 не наносятся на карту. 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 выбросов 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 гладкий равнинный материал 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 четырехугольнике Толстого (Schaber and McCauley, 1980); эта редкость характерна и для подразделения в районе Бореалис.
Уменьшение баллистической дальности на Меркурии по сравнению с Луной вызвано более сильным гравитационным полем Меркурия [3] (McCauley и другие, 1981). [10] Это явление, которое приводит к уменьшенной дисперсии выбросов и вторичных кратеров, лучше всего наблюдается в районе Бореалис вокруг кратеров Верди [2] [10] и Депрез. Незначительные различия между морфологиями меркурианских и лунных кратеров не связаны с различиями в меркурианских и лунных гравитационных полях [3] (Cintala и др., 1977; Малин, Дзурисин, 1977, 1978;). Вместо этого 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 другие, 1977; Smith and Hartnell, 1978). Группы плотно упакованных и перекрывающихся больших кратеров к западу от кратера Гоген и к востоку от кратера Мансарт, вместе с близлежащими изолированными кратерами и окружающим материалом, были нанесены Траском и Гестом [2] на карту 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 внутренняя часть этих больших кратеров заполнена материалом, который менее кратерный, более гладкий и, следовательно, моложе, чем материал межкратерных равнин.
В районе Бореалис встречаются кратеры-призраки двух типов; оба почти уничтожены гладким равнинным материалом. У одного типа, обнаруженного вдоль северо-западной границы Suisei Planitia (Guest and Greeley, 1983), только самые верхние части стен и ободков выступают над гладкими равнинами. 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 закопанного 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 на ограниченных участках может быть связано с осаждением из паровой фазы, сопровождающим удары микрометеоритов [3] (Hapke, 1977). В регионе Borealis потемнение поверхности затрагивает дно некоторых кратеров, и области с низким альбедо нанесены на карту как в материалах промежуточных равнин, так и в материалах гладких равнин. 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 сильно деградированных бассейнов.
Состав
Одним из основных различий между поверхностью Меркурия и Луны является «широкое распространение [на Меркурии] лопастных уступов, которые, по всей видимости, являются надвигами или взбросами, возникшими в результате периода сжатия земной коры ...» [11] Эти уступы имеют уникальное строение. формы рельефа, которые были отмечены вскоре после получения фотографий Mariner 10. Мюррей и другие (1974) описали их как имеющие извилистые очертания, слегка выпуклый 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 приливного смещения в начале истории Меркурия. Они думали, что эти трещины были позже изменены, и предсказали, что нормальные разломы восточного направления, вызванные напряжениями растяжения, будут обнаружены в полярных регионах. В более позднем отчете Пехманн и Мелош (1979, стр. 243) заявили, что «северо-западные и северо-западные тренды становятся почти северными в полярных регионах».
Составляющая северо-западного простирания постулируемой глобальной сетки трещин заметно отсутствует в регионе Borealis. Однако обращенные на северо-восток уступы и впадины бросаются в глаза на межкратерных равнинах и в заполнении кратеров (материал гладких равнин) между меридианами 155 ° и 185 °, а также от кратера Ван Дейк на север до кратера Перселл и за его пределами. Выступы обычно прямые в материале межкратерных равнин, но становятся заметно лопастными в заполнении кратера (например, в 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. Нельзя окончательно утверждать, что эти гребни, уступы и впадины являются частями глобальной сетки трещин 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, например, в четырехугольнике Койпера (Скотт и другие, 1980). Однако мы не можем определить, являются ли большинство линеаментов внутренними или являются частью разломной и линейчатой фации, связанной с близлежащим, 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 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 могли возникнуть в результате тектонических изменений меркурийской коры после раскопок очень больших многокольцевых ударных бассейнов, таких как постулированный в Borealis Planitia [3] [4] (Boyce and Grolier, 1977), не были однозначно идентифицированы в регион Бореалис. С одной стороны, некоторые гребни на поверхности гладкого равнинного материала в Borealis Planitia могут иметь структурное (внутреннее) происхождение; этот тип хребта в других местах на Меркурии был приписан 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 по 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 нижележащих кратеров-призраков, 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 равнинным материалом 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, которая, возможно, была изрезанным кратерами дном очень большого многокольцевого ударного бассейна, и покрытым кратерами дном Гете. Бассейны были похожи по составу и возрасту на межкратерный равнинный материал высокогорья на западе. Многие уступы в Borealis Planitia субконцентричны по отношению к краю впадины Гете и имеют более крутые склоны, обращенные от него, что позволяет предположить, что они представляют собой фронты потоков лавы, которые выходят на поверхность обширных областей сильно изрезанной кратерами местности (межкратерный или более старый равнинный материал).
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 переработанной и смешанной совокупностью ударных 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. Эта интерпретация, таким образом, подразумевает, что формирование впадины Гете предшествовало или произошло вскоре после того, как началось размещение материала межкратерных равнин. Относительное сходство альбедо меркурийских равнин, образованных ли они из межкратерных, промежуточных или гладких равнинных материалов, также предполагает сходство в химическом составе и, возможно, в способе размещения равнинных материалов. Высокая плотность кратера intercrater и промежуточных равнинных материалы делает вероятным, однако, что исходные типы пород этих двух единиц (будь тем базальт , воздействие расплав , или воздействие брекчия ) была существенно модифицированы путем дальнейшего брекчированием следующего заложения.
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 резюме истории Меркьюри было дано Гестом и О'Доннеллом (1977), Дэвисом и другими [12] и Стромом. [3]
Источники
- Гролье, Морис Дж .; 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, Геологическая служба США (опубликовано в печатном виде как карта I – 1660 серии «Разные исследования USGS», как часть Атласа Меркурия, геологическая серия 1: 5 000 000. Имеется печатная копия на продажу в Геологической службе США, Информационные службы, а / я 25286, Федеральный центр, Денвер, CO 80225)
Рекомендации
- ^ а б в г Стром, Р.Г.; Траск, штат Нью-Джерси; Гость, JE (1975). «Тектонизм и вулканизм на Меркурии». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2478–2507. DOI : 10,1029 / jb080i017p02478 .
- ^ а б в г д Траск, штат Нью-Джерси; Гость, JE (1975). «Предварительная геологическая карта местности Меркурия». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2461–2477. DOI : 10,1029 / jb080i017p02461 .
- ^ Б с д е е г ч я J к л м Стром, Р.Г. (1979). «Меркурий: оценка после выхода Mariner 10». Обзоры космической науки . 24 (1): 3–70. DOI : 10.1007 / bf00221842 .
- ^ а б в Траск, штат Нью-Джерси; Стром, Р.Г. (1976). «Дополнительное свидетельство меркурианского вулканизма». Икар . 28 (4): 559–563. Bibcode : 1976Icar ... 28..559T . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90129-9 .
- ^ а б Дэвис, Мэн; Dwornik, SE; Голт, Германия; 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.
- ^ Дэвис, Мэн; Dwornik, SE; Голт, Германия; 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.
- ^ Малин, MC (1976). «Наблюдения межкратерных равнин на Меркурии». Письма о геофизических исследованиях . 3 (10): 581–584. Bibcode : 1976GeoRL ... 3..581M . DOI : 10.1029 / GL003i010p00581 .
- ^ Вильгельмс, Д.Е. (1976). «Меркурианский вулканизм подвергается сомнению». Икар . 28 (4): 551–558. DOI : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90128-7 .
- ^ Вильгельмс, Д.Е. (1976). «Меркурианский вулканизм подвергается сомнению». Икар . 28 (4): 556. DOI : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90128-7 .
- ^ а б Голт, Германия; Гость, JE; Мюррей, JB; Дзурисин, Д .; Малин, MC (1975). «Некоторые сравнения ударных кратеров на Меркурии и Луне». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2444–2460. DOI : 10,1029 / jb080i017p02444 .
- ^ Стром, Р.Г. (1979). «Меркурий: оценка после выхода Mariner 10». Обзоры космической науки . 24 (1): 10–11. DOI : 10.1007 / bf00221842 .
- ^ Дэвис, Мэн; Dwornik, SE; Голт, Германия; 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 Гете (Hl) Меркурия, 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, Калифорния, и Хед, Д.В., 1977 г., 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, II, 1966, Вращение планеты Меркурий: Астрофизический журнал , т. 145, с. 296–307.
- Де Хон, Р.А., Скотт, Д.Х., и Андервуд, младший, 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 по результатам исследований уступов, хребтов, впадин и других очертаний: Journal of Geophysical Research , v. 83, no. 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, В. 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, Дэниелсон, Дж. Э. младший, Клаасен, Кеннет и Уилсон, Лайонел, 1975 г., Фотометрические наблюдения Меркурия с помощью Mariner 10: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, стр. 2431–2443
- Хартманн, В.К., 1966, Ранний лунный кратер: Икар , т. 5, № 4, стр. 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, КП, 1976, Ось и период вращения Меркурия: Икар , т. 28, вып. 4, стр. 469–478.
- Малин, М.К., и Дзурисин, Даниэль, 1977, Деградация рельефа на Меркурии, Луне и Марсе: данные о соотношении глубины / диаметра кратера: Journal of Geophysical Research , v. 82, no. 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, GW, и Эль-Баз, Фарук, ред., 1978, Аполлон над Луной: вид с орбиты : Специальная публикация Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства, 362, 255 стр.
- Макколи, Дж. Ф., Гест, Дж. Э., Шабер, Г. Г., Траск, Нью-Джерси, и Грили, Рональд, 1981, Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий: Икар , т. 47, вып. 2, стр. 184–202.
- Макгилл, Дж. Э., и Кинг, Е. 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 исчезнувшей 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, № 2, с. 2, стр. 227–236.
- Мюррей, BC, Белтон, JJS, Дэниэлсон, GE, Дэвис, ME, Голт, DE, Хапке, Брюс, О'Лири, Брайан, Стром, Р.Г., Суоми, Вернер и Траск, Ньюэлл, 1974, Поверхность Меркурия: предварительное описание и интерпретация с иллюстраций Mariner 10 : Science , v. 185, no. 4146, стр. 169–179.
- Мюррей, Британская Колумбия, Малин, М.С., и Грили, Рональд, 1981, Планеты земного типа: Сан-Франциско, WH Freeman and Co., 387p.
- Мюррей, Британская Колумбия, Стром, Р.Г., Траск, Нью-Джерси, и Голт, Делавэр, 1975, Поверхностная история Меркурия: значение для планет земной группы: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, стр. 2508–2514.
- Пехманн, Дж. Б., и Мелош, Г. Дж., 1979 Глобальные закономерности разрушения обезвреженной планеты: приложение к Меркурию: Икар , т. 38, № 2, с. 2, стр. 243–250.
- Шабер. Г.Г., Бойс, Дж. М., Траск, Нью-Джерси, 1977, Луна-Меркурий: большие ударные структуры, изостазия, средняя вязкость земной коры: Физика Земли и внутренних планет , т. 15, №№. 2–3, с. 189–201.
- Шабер, Г.Г., 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, PH, 1977, Эндогенная модификация ударных кратеров на Меркурии: Физика Земли и планетных недр , т. 15, №№. 2–3, с. 202–219.
- Шульц, PH, 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 Мавролика: 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 кратера и формы для Луны и Меркурия: эффекты ландшафта и межпланетные сравнения: Луна и планеты , т. 19, с. 479–511, 17 рис., 3 таблицы, приложения.
- Содерблом, Лос-Анджелес, 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, №№. 2–3, с. 156–172.
- Стюарт-Александер, Д.Е., и Вильгельмс, Д.Е., 1975, Нектарная система: новая стратиграфическая единица времени Луны: 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.Е., и Макколи, Дж. Ф., 1971, Геологическая карта обратной стороны Луны: Геологическая служба США. Прочие геологические исследования. Карта I-1703, масштаб 1: 5 000 000.
- Вуд, Калифорния, 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.
Четырехугольники на Меркурии | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
H-1 Borealis ( особенности ) | |||||||
H-5 Hokusai ( особенности ) | H-4 Raditladi ( особенности ) | H-3 Шекспир ( художественные произведения ) | H-2 Victoria ( характеристики ) | ||||
H-10 Derain ( особенности ) | H-9 Эминеску ( особенности ) | H-8 Tolstoj ( особенности ) | H-7 Бетховен ( особенности ) | H-6 Kuiper ( особенности ) | |||
H-14 Дебюсси ( особенности ) | H-13 Неруда ( характеристики ) | H-12 Микеланджело ( особенности ) | H-11 Discovery ( особенности ) | ||||
H-15 Bach ( особенности ) |