WikiDer > Толстовский четырехугольник

Tolstoj quadrangle
Маринер 10 фотомозаика

В Толстовский четырехугольник в экваториальном регион Меркурия проходит от 144 до 216 ° долготы и от -25 до 25 ° широты. Условно он назывался «Тир», но переименован в честь Лев Толстой Международным астрономическим союзом в 1976 г.[1] Также называется Фаэтонтий.

Он содержит южную часть Калорис Планиция, который является самым большим и лучше всего сохранившимся бассейном, который видел Маринер 10. Этот бассейн диаметром около 1550 км.[2] окружен разрывным кольцом из выбросить залежи группы Калорис, которые покрыты заливом 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. Древние и деградированные Толстой Многокольцевой бассейн диаметром около 350 км находится в южно-центральной части четырехугольника. Большой хорошо сохранившийся кратер Моцарт (Диаметр 285 км) - характерная особенность западной части района; его обширное одеяло выброса и поле вторичных кратеров наложены на гладкие равнины, окружающие Калорис.

Особенности с низким альбедо Solitudo Neptunii и Solitudo Helii, взятые из телескопических карт, кажутся связанными с гладким материалом равнин, окружающим Калорис; третья особенность с низким альбедо, Solitudo Maiae, похоже, связан с Толстого бассейна.[3]

Период вращения Меркурия, составляющий 58,64 дня, на две трети резонирует с его орбитальный период 87,97 дней Следовательно, на его экваторе долготы 0 ° и 180 ° являются подсолнечными точками («горячими полюсами») вблизи чередующихся перигелий проход.[4] «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 Солнечной системы.[4]

Маринер 10 фотографическое покрытие было доступно только для восточных двух третей толстовского четырехугольника. При картировании четырехугольника использовались данные изображений трех встреч Mariner 10 с Меркурием.

Стратиграфия

Старые равнинные материалы

Скатывающиеся к холмистым равнинам, которые лежат между большими кратерами в юго-восточной части четырехугольника, составляют старейшую из узнаваемых единиц карты, материал межкратерных равнин. Первоначально равнины были описаны Траском и Гестом как межкратер.[5] которые отметили, что их уровень плавно перекатывается, и в целом отсутствуют четко очерченные кратеры диаметром более 50 км. Малин[6] показали, что равнины содержат сильно размытые остатки крупных кратеров и бассейнов, которые представляют собой лишь очень мелкие круглые впадины. Эти межкратерные равнины, однако, отмечены очень высокой плотностью наложенных друг на друга кратеров, небольших (5–10 км в диаметре), вытянутых, неглубоких и, вероятно, вторичный ко многим большим кратерам на равнинах. 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 основных кратеров на Меркурии.[6][7] В частности, эта единица, кажется, перекрывает всю северо-западную сторону бассейна Толстого, что указывает на то, что межкратерные равнины в этом регионе, вероятно, не представляют собой остатки исконной поверхности планеты. Таким образом, предполагается сложная история одновременного образования кратеров и равнин. Подробное обсуждение происхождения межкратерных равнин на Луне и Меркурии было дано Стромом.[8]

Участки менее кратеров, более гладких, менее перекатывающихся равнин встречаются по всему четырехугольнику, но их распознавание сильно зависит от разрешения и освещения отдельных кадров Mariner 10. Следовательно, поскольку их распределение теперь невозможно точно отобразить, многие из этих участков включены в материал гладких равнин. Определенные участки этих промежуточных равнин, которые явно более грубые и, возможно, более старые, обозначены 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 для бассейна

Воздействие, которое произвело Толстого бассейна произошло очень рано в истории четырехугольника. Два неровных прерывистых кольца диаметром примерно 356 км и 510 км охватывают 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 др.[9] предположили, что материалы с темным альбедо, связанные с окраинами бассейна Толстого, явно более голубые, чем окружающая местность, тогда как равнины, заполняющие внутреннюю часть, отчетливо более красные.

Несмотря на солидный возраст Толстого и его окружение древними межкратерными равнинами, он сохраняет обширную и замечательно хорошо сохранившуюся, радиально очерченную. выбросить одеяло примерно на две трети 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 месторождение поднялось на большую высоту по сравнению с окружающими равнинами.

Группа Калорис

Основная статья: Калорис Групп

В Caloris Basin особенно важен со стратиграфической точки зрения. Словно Imbrium и Восточные бассейны на Луне он окружен обширным и хорошо сохранившимся покровом выброса.[5][7][10] Как и на Луне, где выбросы из лучше сохранившихся бассейнов использовались для построения стратиграфии, выбросы из бассейна Калорис также могут использоваться в качестве маркер горизонт. Этот выброс можно узнать на расстоянии около одного диаметра бассейна в четырехугольнике Толстого и прилегающих к нему Четырехугольник Шекспира на север. Несомненно, выбросы также влияют на большую часть пока еще невидимой территории на западе. Стратиграфическое и структурное сравнение бассейнов Востока и Калорис было выполнено Макколи.[11] Макколи и другие[12] предложили формальную стратиграфию горных пород для бассейна Калорис, которую мы приняли на настоящей карте. Эта стратиграфия построена по образцу стратиграфии, используемой в Восточном бассейне и вокруг него на Луне.[13] и должны помочь в будущем распознавании до- и посткалорийных событий на обширном пространстве поверхности Меркурия. Хронология деградации кратера, например, модифицированная из Траска,[12] и корреляция между единицами равнины на основе частоты кратеров может помочь в привязке большей части остальной поверхности Меркурия к событию Caloris.

В отличие от стратиграфии Шумейкера и Хэкмана, связанной с Имбриумом,[14] то, что было разработано для Меркурия, - это скорее скала, чем стратиграфия времени. Он признает существование упорядоченной, по сути, изохронной последовательности отображаемых единиц вокруг Калориса, которые по своему характеру аналогичны тем, которые известны вокруг лучше сохранившихся ударных бассейнов Луны, таких как Восточная, Имбриум и Нектарис.

Младшие равнинные материалы

Материал напольных покрытий Caloris представляет собой особую проблему и не входит в состав Caloris Group. Равнины имеют некоторые общие черты с Формация Маундера в полу Ориентале на Луне[11][13] но не показаны радиальные и окружные гребни, характерные для Маундера, которые привели к его интерпретации как элемент дна 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[10] сделать вывод, что материалы равнины опускались, 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.

Самое большое пространство из гладких равнин окружает Бассейн Калорис - в основном в Тир и Budh Planitiae- но на дне кратеров и других топографических углублениях в пределах сильно изрезанной кратерами местности в юго-восточной части четырехугольника встречается много более мелких пятен. Равнины характеризуются относительно невысокой плотностью кратеров и обилием кобылого типа. морщинки; 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;[5] таким образом, части равнины, вероятно, являются выбросами калориса либо ударным расплавом, либо очень текучими потоками обломков. На гладких равнинах не было обнаружено очевидных 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.[15] Однако отсутствие однозначных фронтов лавовых потоков и четко определенных вулканических жерл, таких как лунная мария мешает сделать однозначный вывод о вулканическом происхождении.

Небольшие пятна из очень гладкого равнинного материала встречаются на дне многих самых молодых кратеров. Патчи могут состоять из резервных и ударный расплав связаны с образованием отдельных кратеров и, следовательно, могут не отражать вулканическое заполнение поздней стадии или вулканическую модификацию более молодых ртутных кратеров. Шульц[15] предполагаемые различия в составе или эндогенные модификации в качестве возможных причин цветовых контрастов между участками пола, стен и краев кратеров с темным ореолом Zeami (Диаметр 120 км), Тьягараджа (Диаметр 100 км), и Бальзак (Диаметр 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 ассоциировался с яркими лучи, хотя вторичные кратеры хорошо сохранились. Композиционные последствия контрастных цветовых различий для материалов ртутных кратеров и равнин обсуждались Хапке и другими.[9]

Структура

Обрыв вокруг Калориса, Толстого и Моцарт являются наиболее заметными структурными особенностями четырехугольника. Считается, что основной уступ Калорис-Монтес приближается к краю бассейна раскопок Калорис и, вероятно, является структурным и стратиграфическим аналогом уступа Монтес-Ладья вокруг Восточного бассейна на Луне.[11] 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 структуры разломов перед бассейнами. Гораздо более низкий прерывистый внешний уступ считается слабым эквивалентом Montes Cordillera обрыв 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.[16] 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.

Лишь небольшая часть системы гребней и трещин, которая характеризует дно Калориса, находится внутри четырехугольника. Гряды на дне Калориса, подобные хребтам на гладких равнинах, не кажутся такими сложными, как гребни лунных кобыл, и прорезаны многочисленными открытыми участками. грабеноподобный порезы. Эта область и ее антипод в Четырехугольник открытия являются единственными двумя на Меркурии, где теперь видно, что силы натяжения сформировали поверхность.[10]

Бассейн Толстого окружен частями как минимум трех неровных и прерывистых уступов, обращенных внутрь. Линейные выбросы лучше всего развиваются вблизи внешнего уступа и за его пределами, в то время 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 локально меняются в материале 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 рабочих, особенно Стром и другие,[10] Мелош,[17] и Мелош и Дзурисин,[18] приписывают эти гребни сжатию и небольшому укорочению коры Меркурия после образования большей части нынешней поверхности. Некоторые гребни, однако, могут представлять собой фронты течения, но их расчетная высота в несколько сотен метров потребует образования чрезвычайно вязких лав.

Внутри четырехугольника видны многочисленные слабые линеаменты, особенно в районе между котловиной Толстого и большим кратером Зеами на северо-востоке. Многие из этих черт могут быть слабыми, вторичными.цепи кратеров или выбоины; 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 приглушенный 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.

Геологическая история

Интерпретируемая геологическая история в пределах четырехугольника Толстого начинается с периода формирования межкратерных равнин, который продолжался вскоре после столкновения с астероидом, создавшим котловину 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 от конца периода формирования межкратерных равнин до конца формирования кратеров c3. Примерно в то время, когда формировались последние кратеры c3 и первые кратеры c4, закладывались 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. Узнаваемая геологическая история четырехугольника заканчивается этими событиями, вероятно, несколько миллиардов лет назад. Краткое изложение общей геологической истории Меркурия было дано Гестом и О’Доннеллом.[7] и Дэвис и другие.[4]

Источники

  • Schaber, Gerald G .; Джон Ф. Макколи (1980). "Геологическая карта толстовского (H-8) четырехугольника Меркурия" (PDF). Подготовлено 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, Информационные службы, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)

Рекомендации

  1. ^ Международный астрономический союз, Комиссия 16, 1977 г., Физическое исследование планет и спутников, в Proceedings 16th General Assembly 1976, International Astronomical Union Transactions, v. 16B, p. 325, 331–336, 355–362.
  2. ^ Шига, Дэвид (30 января 2008 г.). «На поверхности Меркурия найден странный паучий шрам». Новостной сервис NewScientist.com.
  3. ^ Расположение элементов альбедо см. Дэвис, М. Э .; Dwornik, S.E .; Голт, Д. Э .; Стром, Р. Г. (1978). Атлас Меркурия. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. п. 15. ISBN 978-1-114-27448-8. Специальная публикация SP-423.
  4. ^ а б c 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.
  5. ^ а б c Траск, Н. Дж .; Гость, Дж. Э. (1975). «Предварительная геологическая карта местности Меркурия». Журнал геофизических исследований. 80 (17): 2461–2477. Дои:10.1029 / jb080i017p02461.
  6. ^ а б 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.
  7. ^ а б c Гость, J. E .; О’Доннелл, У. П. (1977). «Поверхностная история Меркурия: обзор». Перспективы в астрономии. 20: 273–300. Bibcode:1977ВА ..... 20..273Г. Дои:10.1016 / 0083-6656 (77) 90006-X.
  8. ^ Стром Р.Г., 1977, Происхождение и относительный возраст лунных и меркурианских межкратерных равнин: Физика Земли и планетных недр, т. 15, вып. 2–3, с. 156–172.
  9. ^ а б Хапке, Брюс; Дэниэлсон, Г. Э. младший; Клаасен, Кеннет; Уилсон, Лайонел (1975). «Фотометрические наблюдения Меркурия с корабля Mariner 10». Журнал геофизических исследований. 80 (17): 2431–2443. Bibcode:1975JGR .... 80.2431H. Дои:10.1029 / JB080i017p02431.
  10. ^ 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.
  11. ^ а б c Макколи, Дж. Ф. (1977). «Ориенталь и калорис». Физика Земли и планетных недр. 15 (2–3): 220–250. Bibcode:1977ПЭПИ ... 15..220М. Дои:10.1016/0031-9201(77)90033-4.
  12. ^ а б McCauley, J. F .; Гость, J. E .; Schaber, G.G .; Траск, Н. Дж .; Грили, Рональд (1980). «Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий». Икар. Bibcode:1981Icar ... 47..184M. Дои:10.1016/0019-1035(81)90166-4.
  13. ^ а б Скотт Д. Х., МакКоули Дж. Ф. и Уэст М. Н., 1977, Геологическая карта западной стороны Луны: Геологическая служба США, серия Различных исследований, карта I-1034, масштаб 1: 5 000 000.
  14. ^ 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.
  15. ^ а б Шульц П. Х., 1977, Эндогенная модификация ударных кратеров на Меркурии: Физика Земли и недр планет, т. 15, вып. 2–3, с. 202–219.
  16. ^ 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.
  17. ^ Мелош, Х. Дж., 1977, Глобальная тектоника опустошенной планеты: Икар, т. 31, с. 221–243.
  18. ^ Мелош, Х. Дж., И Дзурисин, Даниэль, 1978, Меркурианская глобальная тектоника: следствие приливного подавления ?: Икар, т. 35, стр. 227–236.

внешняя ссылка