Толстовский четырехугольник
Четырехугольник Толстого в экваториальной области Меркурия простирается от 144 до 216° долготы и от -25 до 25° широты. Первоначально он назывался «Тир», но переименовал его в честь Льва Толстого . в 1976 году Международный астрономический союз [1] Также называется Фаэтонтий.
Он содержит южную часть Планиции Калорис , которая является крупнейшим и наиболее хорошо сохранившимся бассейном, замеченным «Маринером-10» . Этот бассейн диаметром около 1550 км [2] окружен прерывистым кольцом отложений выбросов группы Калорис, которые заглублены и покрыты широкими пространствами гладких равнин. В юго-восточной половине четырехугольника преобладают древние кратерные отложения, невзрачные перекатывающиеся в бугристые равнины материалы между отдельными кратерами и отдельные участки невзрачных равнин. Древний и деградировавший Толстовский многокольцевой бассейн диаметром около 350 км расположен в юго-центральной части четырехугольника. Большой, хорошо сохранившийся кратер Моцарт (диаметр 285 км) является выдающейся достопримечательностью западной части района; его обширное одеяло выбросов и поле вторичных кратеров наложены на гладкие равнины Тир-Планитии .
с низким альбедо Особенности Solitudo Neptunii и Solitudo Helii , взятые из телескопических карт, по-видимому, связаны с гладким равнинным материалом, окружающим Калорис; третья особенность с низким альбедо, Solitudo Maiae , по-видимому, связана с котловиной Толстого . [3]
Период вращения Меркурия, составляющий 58,64 дня, находится в резонансе на две трети с его орбитальным периодом 87,97 дня. Таким образом, на его экваторе долготы 0 ° и 180 ° являются подсолнечными точками («горячими полюсами») вблизи поочередного прохождения перигелия . [4] «Горячий полюс» под углом 180° лежит внутри четырехугольника Толстого; в перигелии экваториальные температуры колеблются от примерно 100 К в местную полночь до 700 К в местный полдень. Этот дневной диапазон температур в 600 К больше, чем у любого другого тела Солнечной системы. [4]
Фотографическое покрытие «Маринера-10» было доступно только для восточных двух третей четырехугольника Толстого. Космический корабль MESSENGER , который вращался вокруг Меркурия с 2008 по 2015 год, полностью нанес на карту планету с гораздо более высоким разрешением и в большем количестве длин волн света, чем Mariner 10. Он получил с орбиты топографические, отражательные, магнитные, гравитационные и другие типы геофизических данных. помимо фотографии.
Четырехугольник Эминеску находится к западу от четырехугольника Толстого, а четырехугольник Бетховена - к востоку. Четырехугольник Радитлади и четырехугольник Шекспира находятся на северо-западе и северо-востоке, а четырехугольник Неруды и четырехугольник Микеланджело - на юго-западе и юго-востоке.
Стратиграфия
[ редактировать ]Старые однотонные материалы
[ редактировать ]Переходящие в холмистые равнины, лежащие между большими кратерами в юго-восточной части четырехугольника, составляют старейшую узнаваемую единицу карты - материал межкратерных равнин. Первоначально Траск и Гест описали равнины как интеркратеры. [5] которые отметили их пологий внешний вид и общее отсутствие четко очерченных кратеров диаметром более 50 км. Малин [6] показали, что равнины содержат сильно эродированные остатки крупных кратеров и впадин, которые представляют собой лишь очень мелкие круглые впадины. Однако эти межкратерные равнины характеризуются очень высокой плотностью наложенных друг на друга кратеров, небольших (диаметром 5–10 км), удлиненных, неглубоких и, вероятно, вторичных по отношению к множеству крупных кратеров, наложенных на равнины. Наложение выбросов кратеров на части межкратерных равнин в других областях указывает на то, что некоторые крупные кратеры образовались в ранее существовавшей единице межкратерных равнин. С другой стороны, материал межкратерных равнин частично датируется некоторыми крупными событиями образования кратеров на Меркурии, согласно очевидным отношениям суперпозиции. [6] [7] В частности, комплекс, по-видимому, перекрывает всю северо-западную часть Толстой котловины, что указывает на то, что межкратерные равнины в этом регионе, вероятно, не представляют собой остатки первозданной 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]
По всему четырехугольнику встречаются участки менее кратерированных, более гладких и менее холмистых равнин, но их распознавание сильно зависит от разрешения и освещения отдельных кадров Mariner 10. Поэтому, поскольку их распределение сейчас невозможно точно отобразить, многие из этих участков включены в состав материала гладких равнин. Определенные участки этих промежуточных равнин, которые явно более грубые и, возможно, более древние, нанесены на карту как материал промежуточных равнин. Эти пятна встречаются в основном в днищах древних кратеров и отличаются несколько большей плотностью мелких кратеров и меньшим количеством мелких кратеров с ярким ореолом, чем на гладком равнинном материале. Наличие равнин, промежуточных по шероховатости и плотности кратеров между древнейшими равнинами и равнинами после Калориса, позволяет предположить, что образование равнин было более или менее непрерывным процессом, охватывающим большую часть ранней геологической истории Меркурия.
Материалы для раковины
[ редактировать ]Удар, образовавший Толстовскую котловину, произошел в самом начале истории четырехугольника. Два рваных, прерывистых кольца диаметром примерно 356 км и 510 км охватывают структуру, но слабо развиты на ее северной и северо-восточной сторонах; третье частичное кольцо диаметром 466 км расположено на его юго-восточной стороне. Диффузные пятна материала темного альбедо лежат за пределами самого внутреннего кольца. Центральная часть котловины покрыта гладким равнинным материалом. Хапке и др. [9] предположили, что материалы с темным альбедо, связанные с окраинами Толстой котловины, явно более синие, чем окружающая местность, тогда как равнины, заполняющие внутреннюю часть, явно более красные.
Несмотря на преклонный возраст Толстого и его залив древними межкратерными равнинами, он сохраняет обширное и удивительно хорошо сохранившееся радиально очерченное одеяло выбросов примерно на двух третях своей окружности. Выброс имеет тенденцию быть глыбистым и имеет лишь слабую линию между внутренним и внешним кольцами. Радиальные линии с легким вихревым узором лучше всего видны на юго-западной стороне Толстого. Необычный прямолинейный рисунок карты выбросов предполагает: (1) контроль структуры выбросов предбассейновыми структурами, (2) преимущественное захоронение вдоль структурных трендов первоначально симметричного покрова выбросов материалом межкратерных равнин или (3) образование Толстого за счет косой удар с северо-запада, в результате которого образовалось одеяло выброса с двусторонней симметрией и небольшими отложениями или вообще без них наверху. Анализ стереофотографии выброса Толстого к северо-востоку от кратера позволяет предположить, что это отложение было поднято на большую высоту по сравнению с окружающими равнинами.
Тепловая группа
[ редактировать ]Бассейн Калорис особенно важен со стратиграфической точки зрения. Подобно бассейнам Имбриум и Восточный бассейн на Луне, он окружен обширным и хорошо сохранившимся слоем выбросов. [5] [7] [10] Как и на Луне, где для построения стратиграфии использовались выбросы из лучше сохранившихся бассейнов, выбросы из бассейна Калорис также могут использоваться в качестве маркерного горизонта . Этот выброс различим на расстоянии примерно одного диаметра бассейна в четырехугольнике Толстого и прилегающем четырехугольнике Шекспира к северу . Несомненно, выброс также влияет на большую часть пока еще неизведанной местности на западе. Стратиграфическое и структурное сравнение бассейнов Восточного и Калорис было проведено МакКоли. [11] МакКоли и другие [12] предложили формальную стратиграфию горных пород бассейна Калорис, которую мы приняли на настоящей карте. Эта стратиграфия создана по образцу стратиграфии, используемой в Восточном бассейне на Луне и вокруг него. [13] и должно помочь в будущем распознавании событий до и после Калориса на обширной поверхности Меркурия. Хронология деградации кратеров, например, модифицированная Траском, [12] а корреляция между равнинными единицами на основе частоты кратеров может помочь связать большую часть остальной поверхности Меркурия с событием Калорис.
В отличие от стратиграфии Шумейкера и Хэкмана, связанной с Имбриумом, [14] Для Меркурия разработана скорее горная порода, чем временная стратиграфия. Он признает существование упорядоченной, по сути изохронной последовательности картографируемых единиц вокруг Калориса, которые по своему характеру аналогичны тем, которые обнаружены вокруг лучше сохранившихся ударных бассейнов Луны, таких как Восточный, Имбриум и Нектарис .
Более молодые равнинные материалы
[ редактировать ]Материал напольных покрытий Caloris представляет собой особую проблему и не входит в группу Caloris. Равнины имеют некоторые общие черты с формацией Маундер на дне Восточной Луны. [11] [13] но не показаны радиальные и окружные гребни, характерные для Маундера, которые привели к его интерпретации как единицы дна бассейна. Равнины дна Калориса имеют более открытый и грубый характер разломов, чем Маундер. Кроме того, хребты Калориса и пересекающие их трещины имеют грубую ромбическую структуру, что привело Строма и других [10] сделать вывод, что материалы равнин опустились, а затем были слегка подняты, образовав наблюдаемые открытые трещины растяжения. На гребнях дна Калориса отсутствуют зубчатые гребни, характерные для лунных гребней. Независимо от происхождения и тектонической истории этих равнин, кажется очевидным, что они представляют собой глубокую впадину, скрывающую первоначальное дно бассейна Калорис.
Самое большое пространство гладкого равнинного материала окружает бассейн Калорис — в основном на равнинах Тир и Будх , — но множество более мелких участков встречается на дне кратеров и других топографических впадинах на сильно кратерированной местности в юго-восточной части четырехугольника. Равнины характеризуются относительно редкой плотностью кратеров и обилием морщинистых хребтов кобыльего типа ; Отношения перекрытия указывают на то, что равнины моложе, чем более плотно покрытые кратерами образования. Равнины также включают формацию Калорис и, в частности, составляют структуру скелетной карты формации Ван Эйк. Повсеместное распространение гладких равнин в топографически низких регионах подтверждает гипотезу о том, что эти материалы отлагались в жидком или полужидком состоянии в виде бассейновых выбросов или вулканических потоков. Считается, что равнины немного моложе, но примерно того же возраста, что и материалы бассейна Калорис; [5] таким образом, части равнин, вероятно, представляют собой выбросы Caloris, либо ударное таяние, либо очень жидкие селевые потоки. На гладких равнинах не обнаружено явных вторичных кратеров Калориса. Наличие крупных участков гладких равнин на дне Толстой котловины и впадин неправильной формы в крайней юго-восточной части карты указывает на то, что по крайней мере часть этих материалов может быть вулканического происхождения. [15] Однако отсутствие однозначных фронтов лавовых потоков и четко выраженных 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. Участки могут состоять из отступающего и ударного расплавления , связанного с образованием отдельных кратеров, и поэтому не могут представлять собой вулканическое заполнение или вулканическую модификацию более молодых ртутных кратеров поздней стадии. Шульц [15] предположил, что композиционные различия или эндогенные модификации являются возможными причинами цветовых контрастов между дном, стенками и краями кратеров с темным ореолом Зеами (диаметр 129 км), Тьягараджа (диаметр 97 км) и Бальзак (диаметр 67 км). Темные выбросы и равнины дна этих кратеров заметно краснее, чем окружающие равнины, тогда как их аномально яркие участки дна, центральные вершины и области стен явно более синие. Ни один из этих кратеров с темным ореолом не имеет связанных с ним ярких лучей , хотя вторичные кратеры хорошо сохранились. Композиционные последствия контрастных цветовых различий для материалов ртутных кратеров и равнин обсуждались Хапке и другими. [9] Сейчас известно, что яркие голубоватые области в этих кратерах являются впадинами . [16]
Структура
[ редактировать ]Циркумбассейновые уступы вокруг Калориса, Толстого и Моцарта являются наиболее заметными структурными особенностями четырехугольника. Считается, что главный уступ Калорис-Монтес приближается к краю бассейна раскопок Калорис и, вероятно, является структурным и стратиграфическим аналогом уступа Монтес-Рук вокруг Восточного бассейна на Луне. [11] Вокруг большей части видимой части Калориса присутствует приглушенный внешний уступ, который лучше видно в четырехугольнике Шекспира на севере. Этот уступ обычно совпадает с переходом между массивами формации Калорис Монтес и линейчатыми фациями формации Ван Эйк. Примерно прямолинейные очертания массивов в пределах Калорис Монтес предполагают структурный контроль за счет структуры разломов перед бассейном. Гораздо более низкий прерывистый внешний уступ считается слабым эквивалентом уступа Кордильерских гор вокруг Востока. Как и Кордильеры, он, вероятно, лежит за пределами кратера раскопок. Его плохое развитие и расположение гораздо ближе к краю бассейна могут быть связаны с большей меркурианской гравитацией, как описано Голтом и другими. [17] Формация Ван Эйк характеризуется обширной радиальной системой хребтов и долин с небольшими концентрическими уступами и линеаментами. Эти особенности рассматриваются по большей части как выбоины и шлейфы отложений из вторичных кратеров внутри вулкана Ван Эйк; однако удивительно прямые хребты и крутые стены предполагают образование в результате трещиноватости.
Лишь небольшая часть хребтов и системы трещин, характеризующих дно Калориса, находится внутри четырехугольника. Гребни на дне Калориса, подобные тем, что находятся на гладких равнинах, не кажутся такими сложными, как гребни лунной кобылы, и прорезаны многочисленными открытыми грабенообразными прорезями. Эта область и ее антипод в четырехугольнике Дискавери — единственные две области на Меркурии, где теперь можно видеть, что силы растяжения сформировали поверхность. [10]
Бассейн Толстого окружен частями как минимум трех неровных и прерывистых уступов, обращенных внутрь. Линеоидные выбросы лучше всего развиты вблизи и за пределами внешнего уступа, тогда как глыбовые материалы встречаются между внутренним и внешним уступами. Эти отношения аналогичны отношениям вокруг Калориса, хотя Толстой меньше половины его размера и гораздо сильнее разрушен более поздними ударными кратерами.
Острота единственного уступа Моцарта отражает молодость (моложе, чем гладкие равнины) этого большого воздействия. Положение Моцарта на западном терминаторе данных изображения Маринера-10 исключает видимость его дна и, таким образом, скрывает любые свидетельства возможного центрального поднятия или внутреннего структурного кольца.
Лопастные уступы или хребты, которые лучше всего видны в толще гладких равнин и локально варьируются в толще межкратерных равнин, обычно крутые с одной стороны и полого падающие с другой. Некоторые из них, например морские хребты Луны, по-видимому, обозначают очертания расположенных под ними кратеров. Большинство рабочих, особенно Стром и другие, [10] Мелош, [18] и Мелош и Дзурисин, [19] приписали эти хребты сжатию и небольшому укорочению коры Меркурия после образования большей части нынешней поверхности. Однако некоторые хребты могут представлять собой фронты потоков, но их предполагаемая высота в несколько сотен метров потребует образования чрезвычайно вязкой лавы.
Внутри четырехугольника видны многочисленные слабые линеаменты, особенно на участке между котловиной Толстого и крупным кратером Зеами на северо-востоке. Многие из этих линий могут представлять собой слабые цепочки вторичных кратеров или выбоины; другие могут представлять собой следы древней структурной модели, которая частично контролировала раскопки кратеров и бассейна. Линеаменты могли быть усилены или сохранены в результате плавного поднятия этой области толстовских выбросов, о котором говорилось выше. Самый крупный линеамент, обозначающий северо-западную границу известного выброса Толстого, представляет собой приглушенный уступ длиной около 450 км. Омоложение более ранних разломов или трещин в результате последующих ударов, вероятно, происходило на протяжении всей истории планеты. Таким образом, за исключением лопастных уступов сжатия, трудно отделить структуры внутреннего происхождения от структур сложной истории воздействия Меркурия. Однако азимутальные тренды всех линеаментов, картированных в пределах четырехугольника, преимущественно северо-западные (315°) и северо-восточные (35°–40°). Также наблюдается незначительный тренд, почти с севера на юг. Эта ситуация напоминает так называемую лунную решетку на Луне, которую обычно приписывают общепланетным внутренним причинам.
Геологическая история
[ редактировать ]Интерпретируемая геологическая история четырехугольника Толстого начинается с периода формирования межкратерных равнин, которые продолжались вскоре после удара астероида, создавшего котловину Толстого. После этого события наступил период лишь несколько менее интенсивных бомбардировок. За этим периодом последовал удар астероида, создавшего бассейн Калорис и месторождения группы Калорис. Хотя промежуточные равнины вновь вышли на поверхность во время удара Калориса, их формирование фактически продолжалось с конца периода формирования межкратерных равнин до конца образования кратеров c3. Примерно в то время, когда формировались последние кратеры C3 и первые кратеры C4, формировалась верхняя поверхность гладких равнин и равнин дна Калориса. Часть материалов гладких равнин и полов Калориса могла быть отложена во время или сразу после события Калорис.
После формирования большей части гладких равнин на все предыдущие отложения наложились некоторые поздние кратеры С3 и все кратеры С4 и С5, включая большой кратер Моцарт. Этими событиями, вероятно, несколько миллиардов лет назад, заканчивается известная геологическая история четырехугольника. Краткое изложение обобщенной геологической истории Меркурия было дано Гестом и О'Доннеллом. [7] и Дэвис и другие. [4]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Международный астрономический союз, Комиссия 16, 1977 г., Физическое исследование планет и спутников, в Трудах 16-й Генеральной Ассамблеи 1976 г., Сделки Международного астрономического союза, т. 16B, стр. 16. 325, 331–336, 355–362.
- ^ Сига, Дэвид (30 января 2008 г.). «Причудливый шрам в виде паука найден на поверхности Меркурия» . Служба новостей NewScientist.com.
- ^ Расположение особенностей альбедо см. Дэвис, Мэн; Дворник, SE; Голт, Делавэр; Стром, Р.Г. (1978). Атлас Меркурия . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. п. 15. ISBN 978-1-114-27448-8 . Специальное издание СП-423.
- ^ Jump up to: а б с Дэвис, Мэн; Дворник, SE; Голт, Делавэр; Стром, Р.Г. (1978). Атлас Меркурия . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. стр. 1–128. ISBN 978-1-114-27448-8 . Специальное издание СП-423.
- ^ Jump up to: а б с Траск, Нью-Джерси; Гость, Дж. Э. (1975). «Предварительная геологическая карта местности Меркурия». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2461–2477. дои : 10.1029/jb080i017p02461 .
- ^ Jump up to: а б Малин, MC (1976). «Наблюдения межкратерных равнин на Меркурии». Письма о геофизических исследованиях . 3 (10): 581–584. Бибкод : 1976GeoRL...3..581M . дои : 10.1029/GL003i010p00581 .
- ^ Jump up to: а б с Гость, Дж. Э.; О'Доннелл, WP (1977). «Поверхностная история Меркурия: обзор». Перспективы в астрономии . 20 (2): 273–300. Бибкод : 1977ВА.....20..273Г . дои : 10.1016/0083-6656(77)90006-X .
- ^ Стром, Р.Г., 1977, Происхождение и относительный возраст лунных и меркурианских межкратерных равнин: Физика Земли и недр планет , т. 15, вып. 2–3, с. 156–172.
- ^ Jump up to: а б Хапке, Брюс; Дэниэлсон, GE младший; Клаасен, Кеннет; Уилсон, Лайонел (1975). «Фотометрические наблюдения Меркурия с корабля «Маринер-10». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2431–2443. Бибкод : 1975JGR....80.2431H . дои : 10.1029/JB080i017p02431 .
- ^ Jump up to: а б с д Стром, Р.Г.; Траск, Нью-Джерси; Гость, Дж. Э. (1975). «Тектонизм и вулканизм на Меркурии». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2478–2507. дои : 10.1029/jb080i017p02478 .
- ^ Jump up to: а б с Макколи, Дж. Ф. (1977). «Ориенталь и Калорис». Физика Земли и недр планет . 15 (2–3): 220–250. Бибкод : 1977PEPI...15..220M . дои : 10.1016/0031-9201(77)90033-4 .
- ^ Jump up to: а б МакКоли, Дж. Ф.; Гость, Дж. Э.; Шабер, Г.Г.; Траск, Нью-Джерси; Грили, Рональд (1980). «Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий». Икар . 47 (2): 184–202. Бибкод : 1981Icar...47..184M . дои : 10.1016/0019-1035(81)90166-4 .
- ^ Jump up to: а б Скотт, Д. Х., Макколи, Дж. Ф. и Уэст, Миннесота, 1977, Геологическая карта западной стороны Луны: Карта серии различных исследований Геологической службы США I-1034, масштаб 1:5 000 000.
- ^ Шумейкер, Э.М., и Хэкман, Р.Дж., 1962, Стратиграфические основы лунной шкалы времени, в Копале, Зденеке и Михайлове, З.К., ред., Луна: Симпозиум Международного астрономического союза, 14-й, Ленинград, СССР, 1960: Лондон , Академик Пресс, с. 289–300.
- ^ Jump up to: 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.
- ^ Блюетт, Д.Т., Эрнст, К.М., Мерчи, С.Л., и Вилас, Ф., 2018. Лощины Меркурия. В книге Mercury: The View After MESSENGER под редакцией Шона К. Соломона, Ларри Р. Ниттлера и Брайана Дж. Андерсона. Кембриджская планетология. Глава 12.
- ^ Голт, Делавэр; Гость, Дж. Э.; Мюррей, Дж.Б.; Дзурисин Д.; Малин, MC (1975). «Некоторые сравнения ударных кратеров на Меркурии и Луне». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2444–2460. дои : 10.1029/jb080i017p02444 .
- ^ Мелош, HJ, 1977, Глобальная тектоника распущенной планеты: Икар, т. 31, с. 221–243.
- ^ Мелош, Х.Дж., и Дзурисин, Дэниел, 1978, Глобальная тектоника Меркурия: следствие приливного раскручивания?: Икар, т. 35, стр. 227–236.
Источники
[ редактировать ]- Шабер, Джеральд Г.; Джон Ф. Макколи (1980). «Геологическая карта четырехугольника Меркурия Толстого (H-8)» (PDF) . Подготовлено для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Министерством внутренних дел США и Геологической службой США. Опубликовано в печатном виде под названием Карта I–1199 серии различных исследований Геологической службы США как часть Атласа Меркурия, геологическая серия 1:5 000 000. (Печатную копию можно приобрести в Геологической службе США, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)
