Четырехугольник Толстого

Четырехугольник Толстого в экваториальной области Меркурия проходит от 144 до 216 ° долготы и от -25 до 25 ° широты. Предварительно он назывался «Тир», но в 1976 году Международный астрономический союз переименовал его в Льва Толстого. Также назывался Фаэтонтий.

Он включает южную часть Caloris Planitia, которая является самой большой и лучше всего сохранившейся впадиной, которую видел Mariner 10. Этот бассейн диаметром около 1550 км окружен прерывистым кольцевым пространством из отложений выбросов группы Калорис, которые погружены в залив и покрыты широкими просторами гладких равнин. В юго-восточной половине четырехугольника преобладают древние кратерные отложения, невзрачные перекаты на холмистые равнины между отдельными кратерами и отдельные участки невзрачных равнин. В юго-центральной части четырехугольника находится древний и деградированный Толстой многокольцевый бассейн диаметром около 350 км. Большой хорошо сохранившийся кратер Моцарт (диаметр 285 км) является характерной чертой западной части этого района; его обширное одеяло выброса и поле вторичных кратеров наложены на гладкие равнины, окружающие Калорис.

Элементы с низким альбедо Solitudo Neptunii и Solitudo Helii, взятые из телескопических карт, по-видимому, связаны с гладким равнинным материалом, окружающим Калорис; третья деталь с низким альбедо, Solitudo Maiae, по-видимому, связана с котловиной Толстого.

Период вращения Меркурия в 58,64 дня находится в двух третях резонанса с его орбитальным периодом 87,97 дней Следовательно, на его экваторе долготы 0 ° и 180 ° являются подсолнечными точками («горячими полюсами») около чередующегося прохождения перигелия. «Горячий полюс» под углом 180 ° находится внутри толстовского четырехугольника; в перигелии экваториальные температуры колеблются от примерно 100 К в местную полночь до 700 К в местный полдень. Этот дневной диапазон в 600 К больше, чем у любого другого тела в Солнечной системе.

Mariner 10 был доступен только для восточных двух третей четырехугольника Толстого. При картировании четырехугольника использовались данные изображений трех встреч Mariner 10 с Меркурием.

• 1 Стратиграфия
  • 1.1 Древние материалы равнин
  • 1.2 Материалы бассейна
    • 1.2.1 Группа калориса
  • 1.3 Более молодые материалы равнин
• 2 Структура
• 3 Геологическая история
• 4 Источники
• 5 Источники
• 6 Внешние ссылки

Материалы древних равнин

Переход к холмистым равнинам, лежащим между большими кратерами в юго-восточной части четырехугольника. составляют самую старую узнаваемую единицу карты, материал межкратерных равнин. Первоначально равнины были описаны Траском и Гестом как интеркратеры, которые отметили, что на их уровне есть плавно перекатывающийся вид и общее отсутствие четко определенных кратеров диаметром более 50 км. Малин показал, что равнины содержат сильно размытые остатки больших кратеров и бассейнов, которые представляют собой только очень мелкие круглые впадины. Эти межкратерные равнины, однако, отмечены очень высокой плотностью наложенных друг на друга кратеров, которые являются небольшими (5–10 км в диаметре), удлиненными, неглубокими и, вероятно, вторичными по сравнению с множеством крупных кратеров, наложенных на равнины. Наложение выбросов кратера на части межкратерных равнин в других областях указывает на то, что некоторые большие кратеры образовались в ранее существовавшей единице межкратерных равнин. С другой стороны, согласно очевидным отношениям наложения, материал межкратерных равнин частично является последствием некоторых из главных кратерных событий на Меркурии. В частности, эта единица, по-видимому, перекрывает всю северо-западную часть бассейна Толстого, что указывает на то, что межкратерные равнины в этом регионе, вероятно, не представляют собой остатки исконной поверхности планеты. Следовательно, предполагается сложная история одновременного образования кратеров и равнин. Подробное обсуждение происхождения межкратерных равнин на Луне и Меркурии было дано Стромом.

Участки менее кратерных, более гладких, менее холмистых равнин встречаются по всему четырехугольнику, но их распознавание сильно зависит от разрешения и подсветка индивидуальных рам Маринер 10. Следовательно, поскольку их распределение теперь невозможно точно отобразить, многие из этих участков включены в материал гладких равнин. Определенные участки этих промежуточных равнин, явно более грубые и, возможно, более старые, нанесены на карту как материал промежуточных равнин. Эти пятна встречаются в основном на дне древних кратеров и отличаются немного большей плотностью мелких кратеров и меньшим количеством кратеров с яркими гало, чем на гладких равнинах. Присутствие равнин, промежуточных по шероховатости и плотности кратеров между самыми старыми равнинами и равнинами после Калориса, предполагает, что формирование равнин было более или менее непрерывным процессом, охватившим большую часть ранней геологической истории Меркурия.

Материалы бассейна

Удар, вызвавший бассейн Толстого, произошел очень рано в истории четырехугольника. Два неровных прерывистых кольца диаметром примерно 356 км и 510 км окружают структуру, но плохо развиты с северной и северо-восточной сторон; третье частичное кольцо диаметром 466 км расположено на его юго-восточной стороне. За пределами внутреннего кольца лежат диффузные пятна материала темного альбедо. Центральная часть чаши покрыта гладким ровным материалом. Хапке и другие предположили, что материалы с темным альбедо, связанные с окраинами бассейна Толстого, явно более голубые, чем окружающая местность, тогда как равнины, заполняющие внутреннюю часть, явно более красные.

Несмотря на преклонный возраст Толстого и его окружение древними межкратерными равнинами, он сохраняет обширное и замечательно хорошо сохранившееся, радиально очерченное выбросом покрывало на двух третях его окружности. Выбросы имеют тенденцию быть блочными и лишь со слабыми линиями между внутренним и внешним кольцами. Радиальные линии с легким закрученным узором лучше всего видны на юго-западной стороне Толстого. Необычный прямолинейный рисунок на карте выброса предполагает: (1) контроль структуры выброса предбассейновыми структурами, (2) преимущественное захоронение по структурным направлениям изначально симметричного одеяла выброса материалом межкратерных равнин или (3) образование Толстого с помощью косой удар с северо-запада, в результате которого образовалось одеяло выброса с двусторонней симметрией и небольшой дальностью отложения или его отсутствие. Анализ стереофотографии выброса Толстого к северо-востоку от кратера позволяет предположить, что это отложение поднялось на более высокую высоту по сравнению с окружающими равнинами.

Группа Калорис

Бассейн Калорис особенно важен с точки зрения стратиграфии. Как и Имбриум и Восточные бассейны на Луне, он окружен обширным и хорошо сохранившимся покровом выброса. Как и на Луне, где выбросы из лучше сохранившихся бассейнов использовались для построения стратиграфии, выбросы из бассейна Калорис также можно использовать в качестве горизонта-маркера. Этот выброс можно узнать на расстоянии около одного диаметра бассейна в четырехугольнике Толстого и соседнем четырехугольнике Шекспира на севере. Несомненно, выбросы также влияют на большую часть пока еще невидимой территории на западе. Стратиграфическое и структурное сравнение бассейнов Востока и Калорис было выполнено Макколи. Макколи и другие предложили формальную стратиграфию горных пород для бассейна Калорис, которую мы приняли на данной карте. Эта стратиграфия построена по образцу стратиграфии, используемой в Восточном бассейне и вокруг него на Луне, и должна помочь в будущем распознавании до- и посткалорийных событий на обширном пространстве поверхности Меркурия. Хронология деградации кратеров, такая как измененная из Траска, и корреляции между единицами равнин на основе частоты кратеров могут помочь в привязке большей части остальной поверхности Меркурия к событию Caloris.

В отличие от стратиграфии Шумейкера и Хэкмана, относящейся к Имбриуму, стратиграфия Меркурия, разработанная для Меркурия, представляет собой скалу, а не временную стратиграфию. Он признает существование упорядоченной, по сути, изохронной последовательности отображаемых единиц вокруг Калориса, которые по своему характеру похожи на те, что известны вокруг лучше сохранившихся ударных бассейнов Луны, таких как Восточный, Имбриум и Нектарис.

Более молодые равнины материалы

Материал напольных покрытий Caloris представляет собой особую проблему и не входит в группу Caloris. Равнины имеют некоторые общие черты с формацией Маундера на дне Ориентале на Луне, но не показывают радиальных и окружных гребней, характерных для Маундера, что привело к его интерпретации как дно бассейна. Равнины пола Caloris имеют более открытый и грубый узор изломов, чем Maunder. Вдобавок гребни Калориса и рассекающие их трещины имеют грубый ромбический узор, который привел Строма и других к выводу, что материалы равнин просели, а затем были слегка приподняты, создав наблюдаемые открытые трещины растяжения. У гребней на дне Калориса отсутствуют зубчатые гребни, которые обычно встречаются на лунных гребнях. Независимо от происхождения и тектонической истории этих равнин, кажется очевидным, что они представляют собой заполнение глубокого бассейна, которое скрывает первоначальное дно бассейна Калорис.

Крупнейшее единое пространство гладких равнин окружает Бассейн Калорис - в основном в Тир и Будх Планитии, - но много меньших участков встречается на дне кратеров и других топографических объектах. впадины в сильно изрезанной кратерами местности в юго-восточной части четырехугольника. Равнины характеризуются относительно разреженной плотностью кратеров и обилием морщинистых гребней типа кобылы ; отношения перекрытия показывают, что равнины моложе, чем единицы с более густыми кратерами. Равнины также охватывают формацию Калорис и, в частности, составляют скелетную карту формации Ван Эйк. Повсеместное распространение гладких равнин в топографически низких регионах подтверждает гипотезу о том, что эти материалы были отложены в жидком или полужидком состоянии в виде выбросов бассейна или вулканических потоков. Считается, что равнины немного моложе, но примерно того же возраста, что и материалы бассейна Калорис; таким образом, части равнины, вероятно, являются выбросами калориса либо ударным расплавом, либо очень текучими потоками обломков. На гладких равнинах не было обнаружено никаких явных вторичных кратеров Калориса. Присутствие крупных участков гладких равнин на дне Толстой впадины и неправильных впадин в крайней юго-восточной части карты указывает на то, что по крайней мере некоторые из этих материалов могут быть вулканическими. Однако отсутствие однозначных фронтов лавовых потоков и четко очерченных вулканических жерл, таких как лунные моря, не позволяет сделать однозначный вывод о вулканическом происхождении.

Небольшие участки очень гладкого равнинного материала встречаются на дне многих самых молодых кратеров. Пятна могут состоять из отступающих и относиться к образованию отдельных кратеров и, следовательно, могут не отражать вулканическое заполнение поздней стадии или вулканическую модификацию более молодых ртутных кратеров. Шульц предположил композиционные различия или эндогенные модификации в качестве возможных причин цветовых контрастов между дном, стенками и краями кратеров с темным ореолом Зеами (диаметр 120 км), Тьягараджа ( 100 км в диаметре) и Бальзак (диаметром 80 км). Темные выбросы и равнины дна этих кратеров отчетливо краснее, чем окружающие равнины, в то время как их аномально яркие участки дна, центральные вершины и участки стен отчетливо голубее. Ни один из этих кратеров с темным гало не связан с яркими лучами, хотя вторичные кратеры хорошо сохранились. Композиционные последствия контрастных цветовых различий для материалов ртутных кратеров и равнин обсуждались Хапке и другими.

Обрывы вокруг бассейна вокруг Калориса, Толстого и Моцарта являются наиболее заметные структурные особенности в четырехугольнике. Считается, что основной уступ Калорис-Монтес приближается к краю бассейна раскопок Калориса и, вероятно, является структурным и стратиграфическим аналогом уступа Монтес-Ладья вокруг Восточного бассейна на Луне. Приглушенный внешний уступ присутствует вокруг большей части видимой части Калориса, что лучше видно в четырехугольнике Шекспира на севере. Этот уступ обычно совпадает с переходом между массивами формации Caloris Montes и линейчатыми фациями формации Van Eyck. Приблизительно прямолинейные очертания массивов в пределах Caloris Montes предполагают структурный контроль за счет характера разломов перед бассейнами. Гораздо более низкий прерывистый внешний уступ считается слабым эквивалентом уступа Монтес Кордильера вокруг Ориентале. Как и Кордильеры, он, вероятно, находится за пределами кратера раскопок. Его слабое развитие и расположение намного ближе к краю бассейна может быть связано с большей меркурианской гравитацией, как описано Голтом и другими. Свита Ван Эйк характеризуется обширной радиальной системой гребня и долины с небольшими концентрическими уступами и линеаментами. Эти особенности рассматриваются по большей части как выбоины и шлейфы отложений от вторичных кратеров в пределах Ван Эйка; однако удивительно прямые гребни и крутые стены предполагают образование трещин.

Внутри четырехугольника находится лишь небольшая часть системы гребней и трещин, которая характеризует дно Калориса. Гряды на дне Калориса, подобные хребтам на гладких равнинах, не кажутся такими сложными, как гребни лунных кобыл, и изрезаны многочисленными открытыми грабеноподобными выемками. Эта область и ее антипод в четырехугольнике Дискавери - единственные две на Меркурии, где теперь видно, что силы растяжения сформировали поверхность.

Бассейн Толстого окружен частями по крайней мере три неровных и прерывистых уступа, обращенных внутрь. Линейные выбросы лучше всего развиваются вблизи внешнего уступа и за его пределами, тогда как блочные материалы встречаются между внутренним и внешним уступами. Эти отношения аналогичны отношениям вокруг Калориса, хотя Толстой меньше половины своего размера и гораздо более серьезно ухудшается из-за более поздних ударных кратеров.

Острота единственного обода Моцарта отражает молодость (моложе гладких равнин) этого большого воздействия. Положение Моцарта на западном ограничителе данных изображения Mariner 10 исключает видимость его дна и, таким образом, скрывает любые свидетельства возможного центрального поднятия или внутреннего структурного кольца.

Лопастные уступы или гребни, которые лучше всего видны в материале гладких равнин и варьируются в зависимости от материала равнин между кратерами, обычно крутые с одной стороны и пологие с другой. Некоторые из них, такие как хребты лунных кобыл, по-видимому, отмечают очертания расположенных ниже кратеров. Большинство исследователей, особенно Стром и другие, Мелош, Мелош и Дзурисин, приписывали эти гребни сжатию и небольшому укорочению коры Меркурия после образования большей части нынешней поверхности. Некоторые хребты, однако, могут представлять собой фронты потока, но их расчетная высота в несколько сотен метров потребует образования чрезвычайно вязких лав.

В пределах четырехугольника видны многочисленные слабые очертания, особенно в районе между котловиной Толстого и большим кратером Зеами на северо-востоке. Многие из этих линеаментов могут быть слабыми вторичными цепями кратеров или выбоинами; другие могут представлять собой следы древнего структурного образца, который частично контролировал раскопки кратеров и бассейна. Линиаменты могли быть усилены или сохранены из-за пологого изгиба этой области выброса Толстого, о котором говорилось выше. Самый крупный линеамент, отмечающий северо-западную границу узнаваемого выброса Толстого, представляет собой пологий уступ длиной около 450 км. Восстановление более ранних разломов или трещин последующими ударами, вероятно, происходило на протяжении всей истории планеты. Таким образом, за исключением лопастных уступов сжатия, трудно отделить внутренние структуры от структур сложной истории воздействия Меркурия. Однако азимутальные тренды всех линеаментов, нанесенных на карту в пределах четырехугольника, являются преимущественно северо-западными (315 °) и северо-восточными (35 ° –40 °). Также наблюдается небольшой тренд, почти направленный с севера на юг. Эта ситуация напоминает так называемую лунную решетку на Луне, которую обычно приписывают внутренним причинам планетарного масштаба.

Интерпретируемая геологическая история в пределах четырехугольника Толстого начинается с периода образования межкратерных равнин, который продолжался вскоре после удара астероида, создавшего бассейн Толстого. После этого события наступил период лишь чуть менее интенсивной бомбардировки. За этим периодом последовал удар астероида, который создал Бассейн Калорис и отложения группы Калорис. Хотя промежуточные равнины были заново покрыты поверхностью во время удара Калориса, их формирование фактически продолжалось с конца периода формирования межкратерных равнин до конца образования кратеров c3. Примерно в то время, когда образовывались последние кратеры c3 и первые кратеры c4, закладывалась верхняя поверхность гладких равнин и равнины дна Калориса. Часть материалов гладких равнин и полов Caloris могла быть отложена во время или сразу после мероприятия Caloris.

После размещения большинства гладких равнин, некоторые кратеры позднего c3 и все кратеры c4 и c5, включая большой кратер Моцарт, были наложены на все предыдущие отложения. Известная геологическая история четырехугольника заканчивается этими событиями, вероятно, несколько миллиардов лет назад. Краткое изложение общей геологической истории Меркурия было дано Гестом, О’Доннеллом, Дэвисом и другими.

• Шабер, Джеральд Дж.; Джон Ф. Макколи (1980). «Геологическая карта четырехугольника Меркурия Толстого (H-8)» (PDF). Подготовлена ​​для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Департаментом внутренних дел США Геологической службой США. Публикуется в печатном виде как карта I – 1199 из серии «Разные исследования Геологической службы США», как часть Атласа Меркурия, геологическая серия 1: 5,000,000. (Печатная копия доступна для продажи в Геологической службе США, Информационная служба, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)

• Карты четырехугольника Толстого