Четырехугольник Дискавери

Четырехугольник Дискавери , расположен в сильно кратерированной части Меркурия шириной 1550 км в регионе, примерно противоположном бассейну Калорис . Как и остальная часть планеты, покрытая множеством кратеров, четырехугольник содержит спектр кратеров и впадин, размеры которых варьируются от тех, что находятся на пределе разрешения лучших фотографий, до тех, которые имеют диаметр до 350 км и различаются по степени свежести. от первозданного до сильно деградированного. В пространстве и во времени с кратерами и впадинами перемежаются равнинные отложения, которые, вероятно, имеют различное происхождение. Из-за своего небольшого размера и очень раннего разделения на ядро и кору Меркурий долгое время казался мертвой планетой — возможно, дольше, чем Луна . ^[1]^[2]^[3] Таким образом, ее геологическая история со значительной ясностью фиксирует некоторые из самых ранних и самых жестоких событий, произошедших во внутренней части Солнечной системы.

Четырехугольник Баха находится к югу от четырехугольника Дискавери. На западе находится четырехугольник Микеланджело , а на востоке — четырехугольник Дебюсси . На севере находится четырехугольник Койпера , а на северо-западе — четырехугольник Бетховена .

Стратиграфия

Материалы кратера и бассейна

Как и на Луне и Марсе , последовательности кратеров и бассейнов различного относительного возраста являются лучшим средством установления стратиграфического порядка на Меркурии. ^[4]^[5] Отношения перекрытия между многими крупными меркурианскими кратерами и бассейнами более ясны, чем на Луне. Таким образом, мы можем построить множество локальных стратиграфических колонок, включающих как материалы кратеров или бассейнов, так и материалы близлежащих равнин.

На всем Меркурии четкость краев кратеров и морфология их стенок, центральных пиков, отложений выбросов и полей вторичных кратеров со временем претерпели систематические изменения. Самые молодые кратеры или бассейны в местной стратиграфической последовательности имеют самый острый и четкий вид. Самые старые кратеры состоят лишь из неглубоких впадин со слегка приподнятыми, закругленными краями, некоторые из которых незавершены. На этой основе закартировано пять возрастных категорий кратеров и котловин. Кроме того, поля вторичных кратеров сохраняются вокруг гораздо большего количества кратеров и бассейнов на Меркурии, чем на Луне или Марсе, и особенно полезны для определения отношений перекрытия и степени модификации.

Однотонные материалы

Все низменные территории и участки между кратерами и котловинами в четырехугольнике Дискавери покрыты широкоуровневым равнинообразующим материалом, за исключением небольших участков, покрытых холмистым и линейно-линейчатым материалом и бугристым равнинным материалом, описанным ниже. Размеры равнинных материалов варьируются от нескольких километров в поперечнике до межкратерных участков шириной в несколько сотен километров. Этот материал, вероятно, не все одного и того же происхождения. Стром и другие ^[6] и Траск и Стром ^[7] привели доказательства того, что многие большие площади равнин имеют вулканическое происхождение. Меньшие участки более склонны к расплавлению при ударе, рыхлым обломкам, скопившимся в низких местах в результате сейсмических сотрясений, ^[8] или выброс от вторичных ударов. ^[9] Происхождение многих отдельных участков обязательно должно оставаться неопределенным без дополнительной информации.

Материалы равнин были сгруппированы в четыре единицы на основе как плотности наложенных друг на друга кратеров, так и отношения каждой единицы к материалам соседних кратеров и бассейнов. Эти подразделения перечислены следующим образом, от самого старого к самому младшему.

Материал межкратерных равнин широко распространен, имеет высокую плотность мелких кратеров (диаметром от 5 до 15 км) и, по-видимому, возник раньше большинства относительно старых и деградировавших кратеров и бассейнов, хотя некоторые участки материала межкратерных равнин могут быть моложе, чем некоторые старые. кратеры.
Материал промежуточных равнин менее обилен, чем блок межкратерных равнин, и имеет промежуточную плотность наложенных друг на друга мелких кратеров между таковыми на межкратерных равнинах и блоках гладких равнин. Материал промежуточных равнин легче всего картируется на днищах кратеров и впадин c1, c2 и c3, которые окружены материалом межкратерных равнин с заметно более высокой плотностью кратеров (FDS 27428). Контакты между межкратерными равнинами и промежуточными равнинными единицами, которые встречаются за пределами нанесенных на карту кратеров и котловин, носят постепенный и неопределенный характер. В некоторых частях четырехугольника фотографическое разрешение и освещение не позволяют с высокой степенью достоверности отделить промежуточный блок равнин от межкратерных равнин или блоков гладких равнин.
Гладкий равнинный материал встречается относительно небольшими участками по всему четырехугольнику на днищах кратеров и котловин c4 и более древних, а также в участках между кратерами. На этом блоке встречается больше кратеров с ярким ореолом, чем на межкратерных равнинах или на промежуточных равнинных блоках.
На дне некоторых самых молодых кратеров встречается очень гладкий равнинный материал. Таким образом, картирование отражает сложную историю одновременного образования кратеров, котловин и равнин.

Рельефобразующие материалы

Четырехугольник Дискавери включает в себя некоторые из наиболее характерных рельефообразующих материалов на планете - холмистую и линейную местность, нанесенную на карту Траском и Гестом. ^[2] Территория представляет собой смесь равномерно расположенных холмов и долин примерно одинакового размера. Большинство кратеров в этом материале, по-видимому, возникли еще до его образования, и их возраст невозможно оценить: их края разбиты на холмы и долины, идентичные таковым в холмистой и линейной единице; дно некоторых из этих деградировавших кратеров содержит холмистый равнинный материал, напоминающий холмистую и очерченную единицу, за исключением того, что холмов меньше и они ниже.

Холмистая и очерченная толща и замкнутая холмистая равнинная толща кажутся относительно молодыми; они могут быть того же возраста, что и бассейн Калорис. Кроме того, они лежат практически прямо напротив этого бассейна на планете. Оба наблюдения подтверждают предположение о том, что холмистая и линейчатая единица и единица холмистой равнины напрямую связаны с формированием Калориса. ^[8] возможно, за счет фокусировки сейсмических волн в противоположной точке.

Структура

Морфологически разнообразные уступы , хребты, впадины и другие структурные линеаменты относительно распространены в четырехугольнике Дискавери. Дзурисин ^[10] задокументировали хорошо развитую структуру линейных разломов литосферы в четырехугольнике, предшествовавшую периоду сильных бомбардировок. Доминирующий структурный тренд обнаруживается на 50–45° западной широты, а вспомогательные тренды встречаются на 50–70° восточной долготы и примерно на севере. Совместно-контролируемые массовые движения, скорее всего, были ответственны за то, что многие кратеры всех возрастов имеют полигональные очертания, а некоторые линейные соединения могли обеспечивать доступ к поверхности лавы, сформировавшей межкратерные равнины. Свидетельством последнего могут служить несколько линейных хребтов, которые могли образоваться в результате накопления лавы вдоль линейных вулканических жерл (например, Мирни Рупес на 37° южной широты, 40° западной долготы, FDS 27420).

Контурные дугообразные откосы в четырехугольнике Дискавери прорезают межкратерные равнины и кратерные материалы возрастом c4. Эти уступы обычно имеют длину от 100 до 400 км и высоту от 0,5 до 1,0 км и имеют выпуклые вверх склоны в поперечном сечении, которые становятся круче от края к основанию. Больше тенденция ближе к северу-югу, чем к востоку-западу. «Дискавери» (55° ю.ш., 38° з.д.), «Восток» (38° ю.ш., 20° з.д.), «Адвенчер» (64° ю.ш., 63° з.д.) и «Разрешение» (63° з.д.). ° ю.ш., длина 52° з.д.) Рупы — наиболее яркие образцы четырехугольника. Восток пересекает и сокращает кратер Гвидо д'Ареццо , что позволяет предположить, что дугообразные уступы представляют собой тектонические элементы сжатия (надвиги или высокоугловые взбросы ). Мелош и Дзурисин ^[11] предположили, что как дугообразные уступы, так и глобальный меркурианский линеамент могли образоваться в результате одновременного раскручивания и теплового сжатия Меркурия.

Планиметрически неправильные уступы на дне многих заполненных равнинами кратеров и котловин являются самыми молодыми признанными структурными особенностями четырехугольника, поскольку они прорезают как гладкие равнины, так и материалы промежуточных равнин. Их появление внутри кратеров и котловин только с гладким дном позволяет предположить, что напряжения, ответственные за их образование, были локальными по своей протяженности, возможно, вызванными проникновением или отходом магмы под затопленные вулканами кратеры.

Геологическая история

Любая реконструкция геологической истории Меркурия должна включать вывод о том, что в древние времена планета была разделена на ядро и кору. Меркурий имеет слабое магнитное поле ^[12] в сочетании с высокой плотностью . Оба факта легче всего объяснить наличием железного ядра , возможно, жидкого, диаметром примерно 4200 км, покрытого силикатной коркой толщиной в несколько сотен километров. Постулируемое вулканическое происхождение значительной части меркурианских равнин также предполагает наличие толстой силикатной коры и тем самым подтверждает существование большого железного ядра. ^[3]

О ранней, а не поздней дифференциации Меркурия свидетельствуют уступы сжатия, которые так ясно видны в четырехугольнике Дискавери. Сегрегация ядра, должно быть, привела к выделению большого количества тепла, что привело бы к значительному расширению коры. ^[13]^[14] Однако в четырехугольнике Дискавери не наблюдаются однозначные особенности протяженности (очень редкие на планете в целом); встречаются только уступы сжатия. Таким образом, сегрегация ядра произошла относительно рано (до образования твердой литосферы) и сопровождалась охлаждением и сжатием, последние фазы которого, вероятно, способствовали образованию дугообразных уступов, предшествовавших окончанию сильной бомбардировки. ^[10]

Разрушение вращения солнечными моментами — еще один процесс, который, вероятно, произошел в начале истории Меркурия. ^[15] При формировании твердой литосферы напряжений, вызванных приливным раскручиванием, скорее всего, было достаточно, чтобы вызвать широкомасштабные трещиноватости. Мелош ^[16] аналитически показал, что ожидаемая структура трещиноватости включает в себя линейные сдвиги, ориентированные примерно на 60° северной широты и 60° восточной долготы, а также более молодой набор надвигов с простиранием с востока на запад и резкими простираниями с севера на юг. Мелош и Дзурисин ^[11] указали на сходство между этой предсказанной тектонической структурой и той, которая наблюдалась на Меркурии, и предположили, что глобальная система линеаментов и дугообразных уступов, которая хорошо развита в четырехугольнике Дискавери, сформировалась в ответ на раннее одновременное планетарное сжатие и приливные волны. раскручивание.

Наблюдаемые стратиграфические записи в четырехугольнике Дискавери начинаются с формирования межкратерных равнин, части которых, возможно, были ровесниками самых старых наблюдаемых кратеров. В этот период темпы вулканизма, вероятно, были высокими, поскольку тепло от образования ядра рассеивалось. могли бы легко Если бы кора находилась в состоянии растяжения, большие объемы магмы достичь поверхности. Возникшая в результате пластичность коры, вероятно, привела к разрушению большого количества кратеров c1 и c2 в результате изостатической корректировки. ^[17]^[18] поэтому нынешний перечень кратеров c1 и c2 может быть неполным.

Ко времени c3 уровень вулканизма снизился, хотя уровень воздействия все еще оставался высоким. Сохранение многих вторичных водотоков диаметром от 1 до 5 км вокруг бассейнов c3 указывает на то, что поверхностные потоки, которые могли бы их уничтожить, были сильно ограничены. Однако некоторая деградация бассейнов c3 произошла в результате изостатической корректировки. В это время сформировалась большая часть материала промежуточных равнин. Гладкий равнинный материал, по-видимому, в значительной степени ровесник кратеров и котловин c4. Кора находилась под сжатием во времена С3 и С4, поскольку уступы и хребты сжатия образовались после некоторых кратеров С3 и С4 и прорезаны некоторыми кратерами С4 и кратерами С5. Формированию промежуточных и гладких равнинных материалов могли способствовать кратерообразующие события C3 и C4, которые открыли временные каналы магмы. Одним из последних крупных столкновений было событие Калорис , которое произошло на другой стороне планеты от четырехугольника Дискавери и которое, возможно, инициировало формирование холмистого и линейного материала внутри нее.

После образования гладкого равнинного материала четырехугольник Дискавери претерпел незначительные тектонические изменения, которые образовали уступы на равнинах внутри кратеров. В некоторых молодых кратерах образовался очень гладкий равнинный блок. Единственным другим явлением был непрерывный дождь с относительно небольшими ударами, по-видимому, примерно с той же скоростью, что и на Луне.

Ссылки

^ Траск, Нью-Джерси и Дзурисин, Д. (1984). Геологическая карта открытия (H-11) Четырехугольника Меркурия. Геологическая служба США. [1] Проверено 7 декабря 2007 г. Подготовлено для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Министерством внутренних дел США и Геологической службой США.
^ Jump up to: ^а ^б Траск, Нью-Джерси и Гость, Дж. Э. (1975). «Предварительная геологическая карта Меркурия». Журнал геофизических исследований 80 (17): 2461–2477.
^ Jump up to: ^а ^б Мюррей, Британская Колумбия, Стром, Р.Г., Траск, Нью-Джерси, и Голт, Делавэр (1975). «Поверхностная история Меркурия: последствия для планет земной группы». Журнал геофизических исследований 80 (17): 2508–2514.
^ Пон, HA и Оффилд, TW (1970). «Морфология лунных кратеров и определение относительного возраста лунных геологических образований - Часть 1. Классификация» Исследование Геологической службы, 1970 г., Профессиональный документ Геологической службы США 700-C, стр. С153–С162.
^ Стюарт-Александр, DE и Вильгельмс, DE (1975). «Нектарианская система, новая лунно-стратиграфическая единица». Исследовательский журнал Геологической службы США 3 (l): 53–58.
^ Стром, Р.Г., Траск, Нью-Джерси, и Гест, Дж.Э. (1975). «Тектонизм и вулканизм на Меркурии». Журнал геофизических исследований 80 (17): 2478–2507.
^ Траск, Нью-Джерси и Стром, Р.Г. (1976). «Дополнительные доказательства ртутного вулканизма». Икар 28 (4): 559–563.
^ Jump up to: ^а ^б Шульц, П.Х. и Голт, Делавэр (1975). «Сейсмические эффекты от образования крупных бассейнов на Луне и Меркурии». Луна 12: 159–177.
^ Обербек, В.Р., Куэйд, В.Л., Арвидсон, К.Э., и Аггарвал, HR (1977). «Сравнительные исследования лунных, марсианских и ртутных кратеров и равнин». Журнал геофизических исследований 82 (11): 1681–1698.
^ Jump up to: ^а ^б Дзурисин, Д. (1978). «Тектоническая и вулканическая история Меркурия, полученная на основе исследований уступов, хребтов, впадин и других рельефов». Журнал геофизических исследований 83 (B10): 4883–4906.
^ Jump up to: ^а ^б Мелош, Х.Дж. и Дзурисин, Д. (1978). «Меркурианская глобальная тектоника: следствие приливного раскручивания?» Икар 35 (2): 227–236.
^ Несс, Н.Ф., Беханнон, К.В., Леппинг, Р.П. и Ванг, Ю.К. (1976). «Наблюдения магнитного поля Меркурия». Икар 28: 479–488.
^ Соломон, Южная Каролина (1976). «Некоторые аспекты формирования ядра Меркурия». Икар 28: 509–521.
^ Соломон, СК и Чайкен, Дж. (1976). «Тепловое расширение и тепловое напряжение на Луне и планетах земной группы». Лунная научная конференция, 7-я, Труды, Geochimica et Cosmochimica Acta, Приложение 7, т. 3, с. 3229–3244.
^ Гольдрейх, П. и Сотер, С. (1966). «Кью в Солнечной системе». Икар 5: 375–389.
^ Мелош, HJ (1977). «Глобальная тектоника унылой планеты». Икар 31 (2): 221–243.
^ Малин, MC и Дзурисин, Д. (1977). «Деградация формы рельефа на Меркурии, Луне и Марсе: данные о соотношении глубины и диаметра кратеров». Журнал геофизических исследований 82 (2): 376–388.
^ Шабер, Г.Г., Бойс, Дж.М., и Траск, Нью-Джерси (1977). «Луна-Меркурий: крупные ударные структуры, изостазия и средняя вязкость земной коры». Физика Земли и недр планет 15 (2–3): 189–201.

[Trask1984-1] Траск, Нью-Джерси и Дзурисин, Д. (1984). Геологическая карта открытия (H-11) Четырехугольника Меркурия. Геологическая служба США. [1] Проверено 7 декабря 2007 г. Подготовлено для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Министерством внутренних дел США и Геологической службой США.

[Trask1975-2] Jump up to: ^а ^б Траск, Нью-Джерси и Гость, Дж. Э. (1975). «Предварительная геологическая карта Меркурия». Журнал геофизических исследований 80 (17): 2461–2477.

[Murray1975-3] Jump up to: ^а ^б Мюррей, Британская Колумбия, Стром, Р.Г., Траск, Нью-Джерси, и Голт, Делавэр (1975). «Поверхностная история Меркурия: последствия для планет земной группы». Журнал геофизических исследований 80 (17): 2508–2514.

[Pohn1970-4] Пон, HA и Оффилд, TW (1970). «Морфология лунных кратеров и определение относительного возраста лунных геологических образований - Часть 1. Классификация» Исследование Геологической службы, 1970 г., Профессиональный документ Геологической службы США 700-C, стр. С153–С162.

[Stuart1975-5] Стюарт-Александр, DE и Вильгельмс, DE (1975). «Нектарианская система, новая лунно-стратиграфическая единица». Исследовательский журнал Геологической службы США 3 (l): 53–58.

[Strom1975-6] Стром, Р.Г., Траск, Нью-Джерси, и Гест, Дж.Э. (1975). «Тектонизм и вулканизм на Меркурии». Журнал геофизических исследований 80 (17): 2478–2507.

[Trask1976-7] Траск, Нью-Джерси и Стром, Р.Г. (1976). «Дополнительные доказательства ртутного вулканизма». Икар 28 (4): 559–563.

[Schultz1975-8] Jump up to: ^а ^б Шульц, П.Х. и Голт, Делавэр (1975). «Сейсмические эффекты от образования крупных бассейнов на Луне и Меркурии». Луна 12: 159–177.

[Oberbeck1977-9] Обербек, В.Р., Куэйд, В.Л., Арвидсон, К.Э., и Аггарвал, HR (1977). «Сравнительные исследования лунных, марсианских и ртутных кратеров и равнин». Журнал геофизических исследований 82 (11): 1681–1698.

[Dzurisin1978-10] Jump up to: ^а ^б Дзурисин, Д. (1978). «Тектоническая и вулканическая история Меркурия, полученная на основе исследований уступов, хребтов, впадин и других рельефов». Журнал геофизических исследований 83 (B10): 4883–4906.

[Melosh1978-11] Jump up to: ^а ^б Мелош, Х.Дж. и Дзурисин, Д. (1978). «Меркурианская глобальная тектоника: следствие приливного раскручивания?» Икар 35 (2): 227–236.

[Ness1976-12] Несс, Н.Ф., Беханнон, К.В., Леппинг, Р.П. и Ванг, Ю.К. (1976). «Наблюдения магнитного поля Меркурия». Икар 28: 479–488.

[Solomon1976a-13] Соломон, Южная Каролина (1976). «Некоторые аспекты формирования ядра Меркурия». Икар 28: 509–521.

[Solomon1976b-14] Соломон, СК и Чайкен, Дж. (1976). «Тепловое расширение и тепловое напряжение на Луне и планетах земной группы». Лунная научная конференция, 7-я, Труды, Geochimica et Cosmochimica Acta, Приложение 7, т. 3, с. 3229–3244.

[Goldreich1966-15] Гольдрейх, П. и Сотер, С. (1966). «Кью в Солнечной системе». Икар 5: 375–389.

[Melosh1977-16] Мелош, HJ (1977). «Глобальная тектоника унылой планеты». Икар 31 (2): 221–243.

[Malin1977-17] Малин, MC и Дзурисин, Д. (1977). «Деградация формы рельефа на Меркурии, Луне и Марсе: данные о соотношении глубины и диаметра кратеров». Журнал геофизических исследований 82 (2): 376–388.

[Schaber1977-18] Шабер, Г.Г., Бойс, Дж.М., и Траск, Нью-Джерси (1977). «Луна-Меркурий: крупные ударные структуры, изостазия и средняя вязкость земной коры». Физика Земли и недр планет 15 (2–3): 189–201.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]