Четырехугольник Койпера

Четырехугольник Койпера , расположенный в сильно кратерированной области Меркурия , включает молодой кратер Койпера диаметром 55 км (11° ю.ш., 31,5°), который имеет самое высокое альбедо , зарегистрированное на планете. ^[1] и небольшой кратер Хун-Кал (0,6° ю.ш., 20,0°), который является основным ориентиром для меркурианской долготы (Дэвис и Бэтсон, 1975). Ударные кратеры и котловины, их многочисленные вторичные кратеры , а также равнины с сильными или легкими кратерами являются характерными формами рельефа региона. Присутствует как минимум шесть многокольцевых бассейнов диаметром от 150 до 440 км. Поскольку многокольцевые бассейны широко распространены в той части Меркурия, сфотографированной «Маринером-10» , а также на Луне и Марсе , они представляют собой потенциально ценную основу для сравнения этих планетных тел.

Четырехугольник Бетховена находится к западу от четырехугольника Койпера, а четырехугольник Дерена - к востоку. Четырехугольник Виктории находится на севере, а четырехугольник Дискавери - на юге.

МЕССЕНДЖЕР

Космический корабль MESSENGER находился на орбите Меркурия с 2011 по 2015 год и нанес на карту планету целиком с гораздо более высоким разрешением и в большем количестве длин волн света, чем Mariner 10. Кроме того, он получил с орбиты топографические, отражательные, магнитные, гравитационные и другие типы геофизических данных. к фотографии.

Обратите внимание, что большая часть последующего обсуждения основана на информации с Mariner 10, и хотя в целом она верна, некоторые детали неверны из-за превосходной информации MESSENGER .

Маринера-10 Фотографии

Основную информацию о планетарной поверхности четырехугольника Койпера предоставляют три серии высококачественных фотографий, обозначенных Меркурий I, II,и III, полученные во время входных фаз трех сближений космического корабля «Маринер-10» с Меркурием. Меркурий I включает 75 полнокадровых фотографий четырехугольника Койпера; Меркурий II, 13 полнокадровых фотографий; и Меркурий III, 70 фотографий в четвертькадра. На фотографиях 19 стереопар в южной части четырехугольника. ^[2] Самая дальняя из фотографий сделана на высоте 89 879 км, самая близкая — на высоте 7 546 км. Таким образом, разрешение широко варьируется, но колеблется от 1,5 до 2,0 км на большей части территории. Широкий диапазон (более 50 градусов) углов обзора и солнечного освещения исключает высокую степень согласованности картографии. Самые восточные 10° четырехугольника находятся за вечерним терминатором . Низкий угол солнечной освещенности и большой угол обзора позволяют различать детали топографии вблизи терминатора. Более высокие углы солнечного освещения и меньшие углы обзора затрудняют различение топографических изменений на западе. Многие геологические образования не могут быть точно идентифицированы из-за неблагоприятной геометрии обзора западнее примерно 55 градусов. Таким образом, надежность картографирования снижается в западном направлении.

Методы и принципы картографирования адаптированы на основе методов, разработанных для фотогеологического картирования Луны (Wilhelms, 1970, 1972; Wilhelms and McCauley, 1971).Единицы карты различаются на основе топографии, текстуры и альбедо и ранжируются по относительному возрасту на основе отношений суперпозиции и разреза, плотности наложенных друг на друга кратеров и резкости топографии. Из-за отсутствия широко распространенных и легко идентифицируемых стратиграфических данных в этой части Меркурия морфологическая классификация материалов кратеров и бассейнов послужила основой для определения относительного возраста многих материалов. Фотомозаика из лучших доступных фотографий очень помогла в геологической интерпретации и картировании.

Стратиграфия

Горные породы подразделяются на три основные группы: материалы равнин, материалы терры и материалы кратеров и котловин. Равнины и гладкие террасы считаются частично вулканическими и, таким образом, могут иметь иное происхождение, чем ударные брекчии и взбитый реголит, образующие шероховатую терру и кратерные отложения.

Самые древние породы, обнаженные в четырехугольнике, представляют собой материал межкратерных равнин и края древнейших кратеров и котловин. В совокупности эти скалы образуют относительно спокойную местность с умеренным рельефом. Они похожи на некоторые холмистые и холмистые территории, а также на холмистые и изрытые материалы южного лунного нагорья, особенно в четырехугольниках Пурбах (Holt, 1974) и Тихо (Pohn, 1972). Подразделение межкратерных равнин обычно характеризуется мягкими очертаниями многочисленных перекрывающихся вторичных кратеров, создающих приглушенную бугристую текстуру. Местами с кратерным равнинным материалом он носит постепенный характер, который образует плоские, густо кратерированные поверхности, подобные доимбрийским равнинам на Луне (Wilhelms and McCauley, 1971; Scott, 1972). Хотя отложения как кратерных, так и межкратерных равнин интерпретируются как вулканические. , последний сильно деградировал в результате повторяющихся воздействий в течение длительного периода времени. Большая часть его поверхности, вероятно, покрыта относительно толстым реголитом переработанного ударного происхождения. брекчии .

Материал кратерных равнин относительно плоский, с широкими хребтами и лопастными уступами , местами напоминающими уступы некоторых лунных морей . На этом устройстве трудно получить достоверные данные о количестве кратеров, поскольку многие вторичные кратеры невозможно отличить от первичных. Кратерированные равнины содержат кратеры классов от с1 до с3; они могут представлять собой потоки лавы, выдавленные после начальной фазы ударного потока. Альбедо кратерных равнин является промежуточным по сравнению с альбедо других меркурианских образований, но выше, чем у лунных морей, и может отражать более низкое железа и титана . содержание ^[1]

Самые молодые горные породы состоят из грубой местности и гладких равнин. Грубая терра представляет собой перекрывающиеся и перемешанные покровы выбросов вокруг пыльников крупных молодых кратеров в восточной части четырехугольника. Рельеф здесь кажется более высоким, чем где-либо еще на карте, а наличие плотных массивов свежих вторичных кратеров образует груботекстурированную, бугристую поверхность масштаба около 10–20 км. Эффект шероховатости подчеркивается низким углом солнечного освещения. Обычно шероховатый земной материал подразделяется и наносится на карту как отдельные оболочки выбросов, окружающие определенные кратеры и принадлежащие им. Однако в этом восточном районе тесно сгруппированные кратеры имеют примерно один и тот же возраст, и во многих местах различить границы между их шлейфами не удалось.

Гладкий равнинный материал покрывает дно многочисленных кратеров всех возрастных категорий. Поверхность его изрыта вторичными кратерами классов с4 и с5 во многих местах восточной части четырехугольника, а в пределах кратера Гомера (1° ю.ш., 37°) — вторичными кратерами класса с3 кратеров Тициана (3°). южной широты, 42°) и Генделя (4° с.ш., 34°). Таким образом, единица гладких равнин может иметь относительно широкий возрастной диапазон. Как и на кратерных равнинах, здесь есть лопастные уступы и несколько кобыльих хребтов , но они обычно меньше, чем на кратерных равнинах, и больше напоминают лунные моря. Хотя подсчет кратеров более надежен, поскольку здесь меньше вторичных образований, чем на кратерированных равнинах, разрешение является серьезным препятствием для подсчета кратеров на относительно небольших участках гладких равнин. Предварительные подсчеты, проведенные на нескольких наиболее обширных участках гладких равнин, показывают, что совокупная частота кратеров составляет около 7,5 × 10. ²/10 ⁶ км ² для кратеров размером более 2,5 км. Эта частота сравнима с частотой лунных морей вблизи места посадки Аполлона-11 (Greeley, Gault, 1970; Neukume et al., 1975; Meyer, Grolier, 1977). Как и у кратерных равнин, альбедо гладких равнин является промежуточным по сравнению с другими единицами на Меркурии. ^[1] но он выше, чем у морского базальта на Луне.

Несколько пятен очень темного материала встречаются в западной части четырехугольника, где угол солнца высок и контрасты альбедо усилены. Самое большое из этих темных пятен, по-видимому, наложено на яркие лучи кратера С5 и поэтому очень молодо.

Кратеры и котловины

Кратеры — это повсеместные особенности поверхности Меркурия. Для целей картирования основой определения их относительного возраста является пятикратная морфологическая классификация кратеров (рис. 10 в работе McCauley et al., 1981). Самые молодые кратеры (c5) имеют острые гребни по краям, текстурированные покрытия выбросов и четко выраженное поле вторичных кратеров. При благоприятных условиях освещения самые молодые кратеры демонстрируют яркие лучи , накладывающиеся на все более старые материалы. Более старые кратеры имеют все более деградированные края и более низкий рельеф и потеряли свои вторичные кратерные поля. Основные различия между меркурианскими и лунными кратерами, по-видимому, связаны с большим гравитационным ускорением и более высокими скоростями удара о Меркурий. Отложения непрерывных выбросов менее обширны, а вторичные кратеры более четко очерчены и сгруппированы ближе к первичному кратеру. Также на Меркурии выделенные вторичные кратеры образуют заметные цепочки кратеров, радиальные к большим кратерам.

Кратеры внутри четырехугольника Койпера усложняются по мере увеличения их размера: от простых кратеров в форме чаши до сложных кратеров с центральными пиками и многокольцевых впадин. Койпер (11° ю.ш., 31,5°) представляет собой кратер средних размеров с центральным пиковым скоплением; Брунеллески (9° ю.ш., 22,5°) имеет неполное кольцо пиков; Роден (22° с.ш., 18°) представляет собой хорошо развитый двухкольцевой бассейн. Эти три кратера по морфологии являются меркурианскими аналогами лунных кратеров Коперник , Комптон (или Антониади ) и Шредингер . Все кратеры диаметром более 35 км и впадины в некоторой степени заполнены равнинными материалами, а обнаженные края частично погребенных кратеров внутри впадин указывают на то, что толщина заполнения составляет от 700 до 1000 м (Де Хон и Васком, 1976).

Шесть бассейнов возрастом от cl до c3 образовались на стадиях затухания мощного потока, когда поверхность была практически насыщена кратерами и котловинами.Более поздняя история кратеров фиксирует уменьшение потока ударов: из кратеров диаметром более 50 км 42 относятся к классу c3; К с4 отнесено 19 кратеров; и 9 кратеров – c5. Также наблюдается уменьшение размеров крупнейшего кратера или котловины, образовавшегося в каждом возрастном классе от с2 до с5.

Структура

Структурные особенности в этой части Меркурия редки или неразрешены. В четырехугольнике Койпера, по-видимому, нет ни одного из уступов, встречающихся в других частях планеты, которые были бы интерпретированы как крутые взбросы . ^[3] Наиболее заметными структурами являются кольца, связанные с некоторыми крупными кратерами или котловинами, разломы, пересекающие дно кратеров, а также лопастные уступы и хребты в материалах равнин. В большинстве разломов и уступов, пересекающих дно кратеров, четко очерчены кратерообразующие материалы, стоящие на разных уровнях, и как минимум в двух кратерах (19° ю.ш., 31°; 16° с.ш., 30°) видны следы разломов. на стенках кратера указывают на то, что разломы имеют нормальные смещения. Несколько разломов пересекают межкратерные области и простираются в основном на северо-запад или северо-восток (Скотт и др., 1976).

Хребты шире, чем многие хребты лунного моря, и в основном приурочены к кратерным равнинным материалам. Антониади Дорсум , который представляет собой хорошо развитый широкий хребет к северу от четырехугольника Койпера, менее развит на его южном конце и выглядит в этом четырехугольнике как неправильный уступ. Ряд линейных впадин внешне напоминают грабены , но представляют собой цепочки перекрывающихся вторичных кратеров, например Долина Голдстоун (15° ю.ш., 32°) и Долина Хейстек (5° с.ш., 46°).

Геологическая история

Интерпретируемая геологическая история четырехугольника Койпера представляет собой, прежде всего, запись об уменьшении потока метеороидов, во время которого образовывались большие кратеры и бассейны, а также откладывались равнинные материалы. На снижение скорости образования кратеров указывает постепенное уменьшение количества кратеров в каждом последующем более молодом классе кратеров. Примерно половина нанесенной на карту территории содержит высокую плотность кратеров и многокольцевых впадин, образовавшихся в результате интенсивных ранних бомбардировок. Сомнительно, что какой-либо первичный материал земной коры сохранился без брекчии и перераспределения в результате неоднократных ударов. Нынешняя популяция кратеров представляет собой только кратеры, сохранившиеся в конце стадии наибольшего потока метеороидов . По мере того, как поток ударов уменьшался, материалы кратерных равнин, возможно, вулканического происхождения, откладывались на широких, низменных участках, затопляя, заливая или частично погребая ранее существовавшие кратеры. Самые молодые многокольцевые бассейны ( Ренуара , Родена и безымянный бассейн на 15° ю.ш., 15°) сформировались ближе к концу этого этапа (около времени с3), как и Бассейн Калорис на противоположной стороне планеты (МакКоли и др., 1981; Шабер и МакКоли, 1980). Хорошо сохранились кратеры, образовавшиеся еще позже, в период низкой интенсивности ударов. На этом позднем этапе гладкие равнинные материалы отлагались в котловинах, кратерах и локализованных понижениях и имели низкую плотность кратеров. Самые молодые кратеры острые, окаймленные яркими лучами.

Небольшой размер Меркурия, отсутствие у него атмосферы и кратерная природа его поверхности позволяют сравнить его с Луной. Геологическая история этих двух тел схожа. Обе поверхности фиксируют уменьшение ударного потока. История образования кратеров на Меркурии совпадала с эпизодами затопления лавой (кратерированные равнины), которые, возможно, стерли с лица земли некоторые бассейны и затопили большие территории, подобно затоплению моря на Луне. Кратеры с яркими лучами, такие как Койпер, отмечают самые молодые события, подобные кратерам Коперника на Луне; некоторые темные пятна вдоль западного края четырехугольника могут представлять собой поздний вулканизм.

Некоторые различия между Луной и той частью Меркурия, которая наблюдается в этом четырехугольнике, могут быть скорее кажущимися, чем реальными. Очевидные различия могут быть результатом разрешения системы формирования изображения, а также малых углов обзора и освещения, которые не позволяют осматривать поверхность в различных условиях. Реальные различия могут быть результатом размера Меркурия, гравитационного поля, близости к Солнцу, внутреннего состава и структуры или времени крупных вулканических эпизодов по сравнению с уменьшением количества ударных кратеров. Поверхностные различия включают сохранение вторичных кратеров вокруг более старых кратеров и бассейнов, а также отсутствие узнаваемых текстурированных и линейчатых одеял выбросов, таких как те, что окружают бассейны Имбриум и Восточный бассейн на Луне. Возможные различия в вулканических особенностях включают отсутствие широко распространенных отложений типа темного моря, вулканических куполов и конусов, а также извилистых рифлей . В то время как на Меркурии можно различить равнинные и земные подразделения, четкая лунная дихотомия моря и горной местности не наблюдается на той половине Меркурия, которую наблюдали Маринер 10 .

Ссылки

^ Jump up to: ^а ^б ^с Хапке, Брюс, Дэниэлсон, Дж. Е. младший, Клаасен, Кеннет и Уилсон, Лайонел, 1975, Фотометрические наблюдения Меркурия с корабля «Маринер-10»: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, стр. 2431–2443.
^ Примеры фотографий Mariner 10 см . 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.
^ 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 .

Источники

Де Хон, РА; Скотт, Д.Х.; Андервуд, младший (1981). «Геологическая карта четырехугольника Меркурия Койпера (H-6)» (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–1233 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)

Библиография

Дэвис М.Э. и Бэтсон Р.М., 1975, Координаты поверхности и картография Меркурия: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, стр. 2417–2430.
Де Хон, Р.А., и Васком, доктор медицинских наук, 1976, Геологическое строение восточных морских бассейнов: Лунная научная конференция, 7-я, Материалы, стр. 2729–2746.
Грили, Рональд и Голт, Д.Э., 1970, Точное распределение кратеров по размерам и частотам для 12 выбранных областей лунной поверхности: Луна , т. 2, вып. 1, стр. 10–77.
Холт, Х.Э., 1974, Геологическая карта четырехугольника Пурбаха на Луне: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-822.
МакКоли, Дж. Ф., Гест, Дж. Э., Шабер, Г. Г., Траск, Нью-Джерси, и Грили, Рональд, 1981, Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий: Икар (в печати).
Мейер, Дж. Д., и Гролье, М. Дж., 1977, Геологическая карта четырехугольника Марса Большого Сиртиса: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-995.
Нойкум, Герхард, Кениг, Беате и Аркани-Хамед, Джафар, 1975, Исследование распределения лунных ударных кратеров по размерам: Луна , т. 12, вып. 2, стр. 201–229.
Пон, Х.А., 1972, Геологическая карта четырехугольника Тихо на Луне: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-713.
Шабер, Г.Г., и МакКоли, Дж.Ф., 1980, Геологическая карта толстовского четырехугольника Меркурия: Серия различных исследований Геологической службы США, карта I-1199.
Скотт. DH, 1972, Геологическая карта четырехугольника Мауролик на Луне: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-695.
Скотт, Д.Х., Де Хон, Р.А., и Андервуд-младший, младший, 1976, Геология четырехугольника Койпера Меркурия (абс.): Конференция по сравнению Меркурия и Луны, Институт лунных наук, Хьюстон, Техас, ноябрь. 15–17, с. 31.
Вильгельмс, Д.Э., 1970, Краткое изложение лунной стратиграфии — телескопические наблюдения: Профессиональный документ Геологической службы США 599-F, стр. 1–47.
_____1972, Геологическое картирование второй планеты: Межведомственный отчет Геологической службы США: Астрогеология 55, 36 стр.
Вильгельмс Д.Э. и МакКоли Дж.Ф., 1971, Геологическая карта обратной стороны Луны: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-703.

[Hapke_1975-1] Jump up to: ^а ^б ^с Хапке, Брюс, Дэниэлсон, Дж. Е. младший, Клаасен, Кеннет и Уилсон, Лайонел, 1975, Фотометрические наблюдения Меркурия с корабля «Маринер-10»: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, стр. 2431–2443.

[2] Примеры фотографий Mariner 10 см . 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.

[Strom1975-3] 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 .

[1]

[2]

[3]