Четырехугольник Шекспира

Четырехугольник Шекспира - это область Меркурия, проходящая от 90 до 180 ° долготы и от 20 до 70 ° широты. Его еще называют Кадучеата.

• 1 Imaging Mariner 10
• 2 Региональные настройки
• 3 Стратиграфия
  • 3.1 Материалы до калориса
  • 3.2 Группа калоризма
  • 3.3 Материалы после калориса
  • 3.4 Кратерные материалы
• 4 Структура
• 5 Геологическая история
• 6 Источники
• 7 Ссылки

До изображений, сделанных MESSENGER, единственными космическими изображениями Меркурия были те, которые были сделаны космическим кораблем Mariner 10, который совершил три пролета над планетой в 1974–75 годах (Murray и др., 1974a, b; Strom и др., 1975a). Большинство изображений, используемых при картировании геологии четырехугольника Шекспира, были сделаны во время приэкваториального первого прохода, при близком столкновении с темной стороной планеты. Второй, южнополярный проход не позволил отобразить четырехугольник Шекспира с высоким разрешением. Изображения с высоким разрешением небольших участков внутри четырехугольника были также получены во время третьего прохода, когда космический аппарат находился на близкой к встрече северно-полярной траектории. Поскольку космический аппарат просматривал одни и те же области с разных позиций во время первого и второго проходов, для определенных областей южного полушария доступны стереоскопические изображения ; однако для четырехугольника Шекспира таких картинок нет. Все проходы Mariner 10 происходили при одинаковых условиях освещения. По всему четырехугольнику Шекспира эти условия варьировались от слабого освещения на терминаторе около западной границы до более высокого солнца на восточной границе. Следовательно, условия освещения были благоприятными для определения мелкомасштабного рельефа на западе, но постепенно на востоке. И наоборот, элементы альбедо , такие как яркие лучи кратера, которые бросаются в глаза в восточной части, становится все труднее распознать на западе, к терминатору. Такой диапазон условий освещения в четырехугольнике приводит к непоследовательному геологическому картированию, поскольку топография, альбедо и текстура поверхности имеют решающее значение для характеристики отдельных единиц материала. Среднее разрешение снимков с первого прохода составляет чуть более 1 км.

Доминирующим элементом четырехугольника Шекспира является Бассейн Калорис диаметром 1300 км. Этот ударный бассейн является самым большим и лучше всего сохранившимся в полушарии Меркурия, наблюдаемым Маринером 10. Почти вся восточная половина бассейна находится в четырехугольнике Радитлади ; западная половина находилась в ночном полушарии Меркурия во время всех проходов Маринера 10, а часть южной половины находится в соседнем четырехугольнике Толстого (Schaber and McCauley, 1980). Окружающий Калорис представляет собой прерывистое кольцевое пространство его отложений выброса, которое называется группой Калорис. Выбросы Caloris находятся в заливе и частично покрыты равниной, которая лежит в основном в больших, примерно круглых депрессиях, некоторые из которых могут быть древними деградировавшими бассейнами. Этот равнинный материал также встречается в дне старых кратеров и в небольших нерегулярных топографических низинах.

Восточная часть четырехугольника Шекспира состоит в основном из кратеров и межкратерных равнин. По всей нанесенной на карту территории разбросаны свежие кратеры, наложенные на другие единицы; в восточной части большие свежие кратеры показывают хорошо развитые яркие лучи.

Материалы прекалориса

Самая старая узнаваемая единица в четырехугольнике - это материал равнины между кратерами. Эти равнины изначально были описаны Траском и Гестом как равнины между кратерами. Пачка имеет поверхностное выражение скатывания к бугристым равнинам в областях между крупными кратерами и обнажена в основном в восточной части нанесенной на карту территории. Поверхность блока испещрена кратерами, многие из которых небольшие (около 5–10 км в диаметре), эллиптические и мелкие; Судя по их форме, они являются вторичными кратерами, связанными с более крупными кратерами и бассейнами. Траск и Гость пришли к выводу, что поверхность этих равнин представляет собой изначальную поверхность Меркурия, на которую наложены кратеры. Считалось, что большая протяженность этой поверхности по сравнению с ее аналогом на Луне отражает ограниченное распределение выбросов вокруг каждого отдельного кратера, вызванное относительно высокой гравитацией на Меркурии. Из-за этой высокой силы тяжести значительные области не были затронуты выбросами кратеров и бассейнов. Тем не менее, Малин, Гест и О'Доннелл (1977) показали, что в некоторых областях межкратерные равнины перекрывают сильно деградированные кратеры, что предполагает либо то, что межкратерные равнины образовались в течение определенного времени в истории Меркурия, и что кратерные образования возникли как до, так и раньше). после их размещения, или, альтернативно, что равнины между кратерами формировались непрерывным процессом на протяжении всей истории кратеров.

В некоторых частях четырехугольника, особенно на окраинах больших пространств из гладких равнинных материалов, находится единица более гладких и менее скатных равнин с меньшей плотностью кратеров. Следуя Schaber и McCauley (1980), эта единица называется материалом промежуточных равнин. Трудно составить карту с точностью, потому что она переходит как в межкратерные, так и в гладкие равнины. Кроме того, его распознавание зависит от условий освещения, которые меняются в разных областях карты, особенно к востоку от 120 ° долготы. Присутствие этого подразделения предполагает, что процесс формирования равнин охватил большую часть ранней геологической истории Меркурия и продолжался еще долго после пика кратера. В южной части Sobkou Planitia промежуточные равнины имеют меньшее альбедо, чем прилегающие равнины. В некоторых местах они могут просто представлять области межкратерных равнин, которые были частично затоплены более молодым материалом гладких равнин.

Траск и Гость признали, что линейный равнинный материал формирует ландшафт, состоящий из линий холмов и долин, длина некоторых из которых достигает 300 км. Этот отряд модифицировал старые большие кратеры и межкратерные равнины. По чертам он похож на лунную скульптуру Imbrium (Gilbert 1893), а также на холмы и долины, радиальные Бассейн Нектарис на Луне (Stuart-Alexander, 1971). Линии, вероятно, были сформированы аналогично таковым у скульптуры Имбриума, которая возникла в результате раскопок снарядами, выброшенными под низкими углами из Бассейна Имбриума ; однако некоторые из меркурианских долин могут быть результатом разлома. Большая часть линейчатого материала в четырехугольнике Шекспира, по-видимому, субрадиальна древнему бассейну, лежащему между Odin Planitia и Budh Planitia с центром на 28 ° северной широты и 158 ° западной долготы. За исключением самого северного обнажения, поверхность этого блока покрыта фациями формации Один.

Материал холмистых равнин состоит из низких, округлых, близко расположенных холмов с относительно небольшим количеством наложенных друг на друга кратеров. Холмы имеют размер от 1 до 2 км в поперечнике и, по оценкам Траска и Геста, имеют высоту от 100 до 200 м, которые первыми узнали это место и назвали его холмистой местностью. Основные участки холмистого материала расположены примерно концентрической полосой за пределами выброса Калориса. Возможно, что эта единица связана с Калорисом, хотя, помимо географического распространения, нет никаких подтверждающих доказательств. В некоторых местах контактные отношения предполагают, что материал холмистых равнин может быть старше, чем материал промежуточных равнин. Также участки холмистого материала могут быть связаны с материалами межкратерных равнин в восточной части четырехугольника, где условия освещения не позволяют его распознать.

Группа Калорис

Горные породы, связанные с Бассейном Калорис, особенно важны для стратиграфии Меркурия. Было продемонстрировано, что история Луны была отмечена рядом крупных ударов, которые привели к выбросам на обширные территории; единицы горных пород, связанные с этими ударными бассейнами, использовались для разделения стратиграфической колонки Луны на серию четко определенных единиц времени (Shoemaker and Hackman, 1962; McCauley, 1967; Wilhelms, 1972). Эти отношения особенно очевидны для бассейна Имбриум (Wilhelms, McCauley, 1971) и Восточного бассейна (Скотт и др., 1977).

Узнаваемые единицы выброса простираются наружу от бассейна Калорис на расстояние одного диаметра бассейна; Эти единицы можно использовать для разделения стратиграфической колонки Меркурия во многом так же, как выбросы бассейнов использовались на Луне. Стратиграфическое и структурное сравнение бассейнов Калорис и Восток было выполнено McCauley (1977).

В четырехугольнике Шекспира выделяется только линейчатая фация свиты Ван-Эйка, тогда как в четырехугольнике Толстого на юге нанесены на карту и фация, и фация вторичного кратера (Schaber and McCauley, 1980; McCauley и др., 1981).

Материалы Пост-Калорис

Материал равнин, который формирует дно Бассейна Калорис, не был включен в группу Калорис и нанесен на карту отдельно от гладких равнин. Во многих отношениях равнины пола Калориса похожи на гладкие равнины, за исключением того, что они изогнуты и разбиты на многочисленные гребни и бороздки, которые пересекаются, образуя весьма многоугольный узор. Доминирующие тенденции этих особенностей концентрические и радиальные по отношению к центру Калориса. На основании фотометрических данных Хапке и др. (1975) предположили, что центральная часть дна бассейна может быть на 7 ± 3 км ниже внешнего края. Стром и другие утверждали, что гребни были образованы сжимающим напряжением, вызванным опусканием дна, а трещины - последующим поднятием центра бассейна, что привело к удлинению земной коры и наблюдаемой структуре трещин. Под вопросом происхождение самого материала. Он может состоять из листов вулканического материала, размещенных вскоре после образования бассейна, или он может быть материалом, образовавшимся в результате события Калорис, либо в виде расплава, либо в виде верхней части пробки из пластического материала, которая поднялась на дне кратера в результате удара. процесс. Каким бы ни было происхождение этого материала, очевидно, что он покрывает первоначальный дно выкопанного кратера.

Гладкий равнинный материал образует по существу ровные участки, углубления на поверхности Меркурия. Самыми обширными из таких областей в этом четырехугольнике являются Собку и Будх Планития. Поверхность гладкого равнинного материала относительно редко покрыта кратерами, и отношения перекрытия указывают на то, что эти равнинные единицы моложе межкратерных равнин и промежуточных равнин. Гладкие равнины также являются заливом отрядов группы Калорис. Более мелкие участки гладких равнин встречаются во впадинах и на дне старых кратеров. Во многих областях, особенно в тех, что ближе к бассейну Калорис, они видны кобыльевыми гребнями, как на Луне, и, следовательно, имеют катящийся вид. Граница между гладкими равнинами и формацией Один не везде четкая, за исключением высокого разрешения. Гладкие равнины нанесены на карту четырехугольника Шекспира только там, где нет явных свидетельств наличия небольших холмов, характерных для формации Одина.

Интерпретация происхождения гладких равнин трудна, но важна, потому что она напрямую связана с внутренним строением и термической историей Меркурия. Подобно лунным морям, гладкие равнины встречаются на дне больших кратеров и бассейнов, а широкая полоса равнин вокруг Калориса находит аналогию с Oceanus Procellarum вокруг Имбриума на Луне. Однако равнины Калорис отличаются от морей тем, что не имеют наблюдаемых вулканических образований с положительным рельефом, таких как те, что редко разбросаны по лунным морям. Отсутствие резких различий в альбедо между гладкими равнинами и более древним ландшафтом (Hapke и др., 1975) по сравнению с отчетливой разницей в альбедо между лунными морями и высокогорьями может больше указывать на состав, чем на происхождение пород. На основе распределения и объема Стром и другие утверждали, что в большинстве областей гладкие равнины состоят из обширных пластов основной лавы, подобной лунным морям. Шульц (1977), изучая модифицированные ударные кратеры, также высказывался в пользу вулканизма. С другой стороны, Вильгельмс указал, что лунные световые равнины могут также служить аналогом меркурийских гладких равнин: Аполлон 16 образцы показывают, что лунные световые равнины состоят из и, что интерпретируются как образованные в результате сильного удара, события (Джеймс, 1977). Поэтому Вильгельмс предположил, что гладкие равнины на Меркурии могут быть связаны с воздействием Калориса напрямую, как таяние брекчий и ударных воздействий, а не как лава. Однако светлые равнины на Луне нигде не так хорошо развиты или обширны, как равнины вокруг Калориса, и, если объяснение Вильгельмса верно, должны существовать значительные различия между крупными столкновениями на Луне и Меркурии. Скорее всего, большая часть гладких равнин имеет вулканическое происхождение, хотя на некоторых участках они могут иметь происхождение от ударно-расплавных материалов.

Очень гладкие равнины на Меркурии были включены Траском и Гестом в состав гладких равнин. Здесь геологические единицы нанесены на карту отдельно, потому что очень гладкий равнинный материал явно моложе гладкого равнинного материала. Очень гладкая равнинная единица, которая не имеет характерных черт и не имеет разрешимых наложенных кратеров, возможно, является отходом на дно кратеров. Однако не все кратеры содержат этот материал; некоторые из них покрыты материалом с неровной поверхностью, обозначенным как материал дна кратера, поскольку он аналогичен материалу дна в более молодых лунных кратерах, таких как Коперник или Аристарх. Еще одна возможность состоит в том, что очень гладкие равнины имеют вулканическое происхождение.

Кратерные материалы

Кратеры на Меркурии демонстрируют различные состояния сохранности, от четких кратеров с яркими лучами до почти полностью уничтоженных и состоящих только из приглушенное кольцо холмов с множеством кратеров. Как и на Луне, основным процессом эрозии, вероятно, является удар; таким образом, свежий кратер со временем будет систематически разрушаться. Кратеры аналогичного размера, которые демонстрируют сходные состояния сохранности, поэтому считаются примерно одного возраста. Кратеры нанесены на карту в соответствии с пятиступенчатой ​​классификацией на основе степени их деградации (McCauley и др., 1981). Компоненты, используемые для определения возраста кратеров, - это лучи, вторичные кратеры, фации выброса, центральные пики и кольца, форма обода и внутренние террасы. По мере того как кратер стареет, количество наложенных кратеров увеличивается, и каждый из морфологических элементов становится более сглаженным. Вулканическая активность также может похоронить или разрушить определенные компоненты кратера, но кратер может быть датирован сохранением оставшейся кромки. На основании картографии в этом четырехугольнике и в соседнем четырехугольнике Толстого (Schaber and McCauley, 1980) считается, что удар Калориса произошел в конце времени c3 (McCauley и другие, 1981).

Одна из проблем с вышеупомянутой техникой датировки кратеров на Меркурии заключается в том, что вторичные кратеры возникают ближе к основному кратеру и, следовательно, более сгруппированы, чем на Луне, где они относительно широко распространены. Как следствие, более старый кратер, соседний со свежим, сильно разрушается в результате сильной бомбардировки вторичными кратерами из более молодого кратера и кажется намного старше, чем он есть на самом деле.

Призрачные кратеры - необычные формы, которые встречаются в Суизейской равнине. Они похоронены и закруглены в профиль, и только их гребни по краю возвышаются над окружающими гладкими равнинами. Следовательно, этим кратерам нельзя присвоить конкретный возраст; они могут быть любого возраста от конца c1 до конца c3.

Наиболее заметными структурными элементами в четырехугольнике являются радиальные и концентрические гребни и трещины внутри бассейна Калорис, а также гребни, образовавшиеся в формации Один, и гладкие равнины непосредственно за пределами Калориса. О'Доннелл и Томас (личное сообщение, 1979) предположили, на основе ориентации особенностей за пределами Калориса, что эти гребни и уступы в значительной степени следуют ранее существовавшим радиальным и концентрическим моделям трещин в меркурианской литосфере, инициированным Воздействие калориса, аналогичное по характеру тому, что происходит вокруг Имбриума на Луне (Мейсон и др., 1976). Сам Калорис состоит из единственного горного кольца и слабого внешнего уступа. Несколько извилистых уступов также встречаются в этом четырехугольнике, в том числе Heemskerck Rupes, пересекающий более старые межкратерные равнины. Стром и другие считают, что скарпы этого типа являются результатом общего укорочения меркурианской коры в начале ее истории.

История четырехугольника Шекспира, о чем свидетельствуют материалы, обнаженные на поверхности, начинается с образования материала межкратерных равнин и ударных кратеров, более старых и молодых, чем эти равнины. Некоторые кратеры c1 и c2 были наложены на межкратерные равнины. Материал промежуточных равнин и линейные равнины располагались над межкратерными равнинами, как и большинство кратеров возраста c3. Затем последовал крупный астероидный удар, который привел к образованию бассейна Калорис, и размещение пород группы Калорис вокруг бассейна. Сравнение популяций кратеров на поверхностях старше и моложе Калориса предполагает, что во время удара Калориса популяция кратеров диаметром менее 30 км была уничтожена на территории до Калориса (Guest and Gault, 1976). Голт и другие (1976) предположили, что кратеры меньшего размера были разрушены событием Калорис и другими бассейновыми событиями в других частях планеты примерно в то же время.

Затем был заложен гладкий равнинный материал. Некоторые кратеры c3 образовались после события Caloris и после образования некоторых гладких равнин. На единицу гладких равнин и на все более древние отложения находились кратеры возраста c4, внутри которых располагался материал очень гладких равнин (единица pvs). Аналогия с Луной предполагает, что большинство зарегистрированных событий в истории Меркурия произошло в течение первых 1,5 млрд. Лет. жизни на планете; Самые старые крупные горные образования в этом четырехугольнике, вероятно, датируются не менее 2–3 лет назад. старый. Геологическая история Меркурия обобщена Гестом и О’Доннеллом (1977), Дэвисом и другими и Стромом.

• Гест, Дж. Э.; Рональд Грили (1983). «Геологическая карта четырехугольника Меркурия Шекспира (H-3)» (PDF). Подготовлена ​​для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Департаментом внутренних дел США, Геологическая служба США. Публикуется в печатном виде как карта I – 1408 серии «Разнообразные исследования Геологической службы США», как часть Атласа Меркурия, геологическая серия 1: 5,000,000. Печатная копия доступна для продажи в Геологической службе США, Информационные службы, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225

• Gault, DE, Guest, JE, and Schultz, PH, 1976, Caloris changes in Mercury crater население: Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства США, TMX-3364, стр. 183–185.
• Гилберт, Г. К., 1893, Лицо Луны, исследование происхождения его черт: Бюллетень Философского общества Вашингтона [округ Колумбия], т. 12, с. 241–292.
• Гость. Дж. Э. и Голт Д. Э., 1976, Популяции кратеров в ранней истории Меркурия, Geophysical Research Letters, т. 3 с. 121 – l 23.
• Гест, Дж. Э., и О’Доннелл, У. П., 1977, Поверхностная история Меркурия: обзор: перспективы в астрономии, т. 20, с. 273–300.
• Хапке, Брюс, Дэниэлсон, Дж. Э. младший, Клаасен, Кеннет, и Уилсон, Лайонел, 1975, Фотометрические наблюдения Меркурия с Mariner 10, 1975: Журнал геофизических исследований, v 80, no. 17, стр. 2431–2443.
• Джеймс, OB, 1977, брекчия нагорья Луны, вызванная сильными ударами: Советско-американская конференция по космохимии Луны и планет: Национальное управление США по аэронавтике и исследованию космического пространства, Специальная публикация SP-370, стр.. 637–658.
• Маллин М. К., 1976, Наблюдения межкратерных равнин на Меркурии: Письма о геофизических исследованиях, т. 3, с. 581–584.
• Мейсон. Р., Гест, Дж. Э. и Кук, Г. Н., 1976, Дождевой узор грабена на Луне: Ассоциация геологов, Труды, Лондон, т. 87, часть 2, с. 161–168.
• МакКоли, Дж. Ф., 1967, Природа лунной поверхности, определенная систематическим геологическим картированием, в Ранкорне, С. К., изд., Мантия Земли и планет земной группы; Лондон, Interscience Publications, стр. 431–460.
• МакКоли, Дж. Ф., 1977, Orientale and Caloris: Physics of the Earth and Planetary Interiors, v. 15, nos. 2–3, с. 220–250.
• 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.
• Мюррей, Британская Колумбия, Белтон, MJS, Дэниелсон, Дж. Э., Дэвис, Мэн, Голт, Делавэр, Хапке, Брюс, О'Лири, Брайан, Стром, Р. Г., Суоми, Вернер и Траск Нью-Джерси, 1974a, Mariner 10 изображений Меркурия: Первые результаты: Science, v. 184, no. 4135, стр. 459–461.
• _____1974b, Поверхность Меркурия: предварительное описание и интерпретация из фотографий Mariner 10: Science, v. 185, no. 4146, стр. 169–179.
• Шабер, Г.Г., и Макколи, Дж. Э., 1980, Геологическая карта Толстого четырехугольника Меркурия: Геологическая служба США Серия «Разные исследования» 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.
• Скотт Д.Х., Макколи, Дж. Ф. и Уэст, Миннесота, 1977, Геологическая карта западной стороны Луны: Геологическая служба США, серия «Разные исследования», карта I1034, масштаб 1: 5 000 000.
• Шумейкер, Е.М., и Хакман, Р.Дж., 1962, Стратиграфическая основа для шкалы лунного времени, Копал, Зденек и Михайлов, З.К., ред., Луна: Симпозиум Международного астрономического союза, 14-й, Ленинград, СССР, 1960: Лондон, Academic Press, стр. 289–300.
• Стром, Р. Г., Мюррей, Британская Колумбия, Белтон, MJS, Дэниэлсон, Дж. Э., Дэвис, Мэн, Голт, Делавэр, Хэпке, Брюс, О'Лири, Брайан, Траск, Нью-Джерси, Гест, Дж. Э., Андерсон, Джеймс, и Клаасен, Кеннет, 1975a, Предварительные результаты визуализации второй встречи с Меркурием: Journal of Geophysical Research, v. 80, no. 17, стр. 2345–2356.
• Stuart-Alexander, DE, 1971, Геологическая карта четырехугольника Луны Рейта: Геологическая служба США Карта других геологических исследований I-694, масштаб 1: 1 000 000.
• Wilhelms, DE, 1972, Геологическое картирование второй планеты: Межведомственный отчет Геологической службы США: Astrogeology 55, 36 стр.
• Wilhelms, DE, and McCauley JF, 1971, Геологическая карта обратной стороны Луны : Геологическая служба США. Прочие геологические исследования. Карта I-703, масштаб 1: 5 000 000.