Шекспировский четырехугольник

Четырехугольник Шекспира на карте «Мессенджер» . космического корабля

Четырехугольник Шекспира — это область Меркурия , простирающаяся от 90 до 180° долготы и от 20 до 70° широты. Его еще называют Кадуцеата.

Четырехугольник Северного Севера находится к северу от четырехугольника Шекспира. На западе находится четырехугольник Радитлади , а на востоке — четырехугольник Виктории . На юго-западе — четырехугольник Толстого , на юго-востоке — четырехугольник Бетховена .

Изображения Маринера-10

Фотомозаика Маринер-10

До изображений, сделанных «Мессенджером» , единственными изображениями Меркурия, сделанными космическими аппаратами, были снимки, полученные космическим кораблем «Маринер-10» , совершившим три пролета над планетой в 1974–75 годах (Мюррей и др., 1974а, б; Стром и др., 1975а). Большинство изображений, использованных при составлении карты геологии четырехугольника Шекспира, были сделаны во время околоэкваториального первого прохода, при близком сближении или с темной стороной планеты. Второй проход, южнополярный, не позволил получить изображения четырехугольника Шекспира в высоком разрешении. Изображения с высоким разрешением небольших участков внутри четырехугольника были также получены во время третьего прохода, когда космический корабль находился на близкой к сближению севернополярной траектории. Поскольку космический корабль просматривал одни и те же области с разных позиций во время первого и второго прохода, стереоскопические изображения доступны для определенных областей южного полушария; однако для шекспировского четырехугольника таких изображений нет. Все пролеты «Маринера-10» происходили в одинаковых условиях освещения. По всему шекспировскому четырехугольнику эти условия варьировались от слабого освещения на терминаторе возле западной границы до более высокой освещенности на восточной границе. Следовательно, условия освещения были благоприятны для определения мелкомасштабного рельефа на западе, но постепенно ухудшались по направлению к востоку. Наоборот, Особенности альбедо, такие как яркие кратерные лучи , которые заметны в восточной части, становится все труднее распознать по направлению к западу, к терминатору. Такой диапазон условий освещения в четырехугольнике приводит к противоречивому геологическому картированию, поскольку топография, альбедо и текстура поверхности имеют решающее значение для характеристики отдельных единиц материала. Среднее разрешение использованных снимков с первого прохода составляет чуть более 1 км.

МЕССЕНДЖЕР изображения

Космический корабль «Мессенджер» нанес на карту все четырехугольники Меркурия гораздо детальнее, чем «Маринер-10» . Например, свежий кратер Дега был сфотографирован с очень высоким разрешением, а также возможные вулканические жерла в пределах То Нгок Ван , Скарлатти и Джебран кратеров .

Региональные настройки

Доминантой шекспировского четырехугольника является котловина Калорис диаметром 1300 км. Этот ударный бассейн является самым большим и лучше всего сохранившимся на полушарии Меркурия, наблюдаемом «Маринером-10». Почти вся восточная половина бассейна находится в четырехугольнике Радитлади ; западная половина находилась в ночном полушарии Меркурия во время всех пролетов Маринера-10, а часть южной половины лежит в прилегающем четырехугольнике Толстого (Шабер и МакКоли, 1980). Окружающее Калорис представляет собой прерывистое кольцо его отложений выбросов , называемое Группой Калорис . Caloris ejecta залегает и частично покрыта равнинной толщей, которая лежит в основном в больших, примерно круглых впадинах, некоторые из которых могут быть древними деградировавшими бассейнами. Этот равнинный материал также встречается на дне старых кратеров и в небольших неровных топографических понижениях.

Восточная часть Шекспировского четырехугольника состоит в основном из кратерной местности и межкратерных равнин. По всей закартированной территории разбросаны свежие кратеры, наложившиеся на другие образования; в восточной части крупные свежие кратеры имеют хорошо развитые яркие лучи.

Стратиграфия

Предварительный нагрев материалов

Самая старая узнаваемая единица четырехугольника - это материал межкратерных равнин. Эти равнины были первоначально описаны Траском и Гестом. как межкратерные равнины. Подразделение имеет поверхностное выражение перекатывания на бугристые равнины на участках между крупными воронками и обнажено преимущественно в восточной части картируемой территории. Поверхность агрегата испещрена кратерами, многие из которых небольшие (диаметром около 5–10 км), эллиптические и неглубокие; По их форме предполагается, что это вторичные кратеры , связанные с более крупными кратерами и бассейнами. Траск и Гость пришел к выводу, что поверхность этих равнин представляет собой первичную поверхность Меркурия, на которую наложились кратеры. большая протяженность этой поверхности по сравнению с ее аналогом на Луне отражает ограниченное распределение выбросов вокруг каждого отдельного кратера, вызванное относительно высокой гравитацией на Меркурии. Считалось, что Из-за такой высокой гравитации значительные территории не были затронуты выбросами кратера и бассейна. Однако Малин а Гест и О'Доннелл (1977) показали, что в некоторых областях межкратерные равнины перекрывают сильно деградированные кратеры, что предполагает либо то, что межкратерные равнины образовались в определенный период истории Меркурия, либо образование кратеров произошло как до, так и после их образования. или, альтернативно, что межкратерные равнины формировались в результате непрерывного процесса на протяжении всей истории образования кратеров.

В некоторых частях четырехугольника, особенно на окраинах больших пространств гладких равнинных материалов, встречается блок более гладких и менее холмистых равнин, имеющих меньшую кратерную плотность. Следуя Шаберу и МакКоли (1980), эту единицу называют материалом промежуточных равнин. Его сложно точно нанести на карту, поскольку он подразделяется как на межкратерные равнины, так и на гладкие равнины. Кроме того, его распознавание зависит от условий освещения, которые различаются в зависимости от нанесенных на карту областей, особенно к востоку от 120 ° долготы. Присутствие этого подразделения предполагает, что процесс формирования равнин охватывал большую часть ранней геологической истории Меркурия и продолжался еще долго после пика образования кратеров. В южной части Собковой равнины промежуточные равнины имеют более низкое альбедо, чем прилегающие равнины. В некоторых местах они могут просто представлять собой участки межкратерных равнин, частично затопленные более молодым гладким равнинным материалом.

Равнинный материал с линиями был признан Траском и Гостем. как образующая местность, состоящая из линий холмов и долин, длина некоторых из которых достигает 300 км. Этот модуль модифицировал старые крупные кратеры и межкратерные равнины. Его черты аналогичны чертам лунной скульптуры Имбриума (Гилберт, 1893), а также холмам и долинам, радиальным к бассейну Нектариса на Луне (Стюарт-Александер, 1971). Линии, вероятно, были сформированы аналогично линиям скульптуры Имбриума, возникшей в результате раскопок снарядами, выброшенными под небольшими углами из бассейна Имбриума ; однако некоторые из меркурианских долин могут быть результатом разломов . Большая часть линейного материала в четырехугольнике Шекспира, по-видимому, субрадиальна древнему бассейну, расположенному между равниной Одина и равниной Буд с центром на 28° северной широты и 158° западной долготы. Однако, за исключением самой северной точки, поверхность этой единицы покрыт фацией формации Один .

Материал холмистых равнин состоит из невысоких, округлых, близко расположенных холмов с относительно небольшим количеством наложенных друг на друга кратеров. Холмы имеют размер от 1 до 2 км в поперечнике и, по оценкам Траска и Геста, имеют высоту от 100 до 200 м. который первым узнал эту единицу и назвал ее холмистой местностью. Основные участки холмистого материала расположены примерно концентрической полосой за пределами выброса Калориса. Не исключено, что эта единица связана с Калорисом, хотя, кроме географического распространения, подтверждающих доказательств нет. В некоторых местах контактные связи позволяют предположить, что материал холмистых равнин может быть старше, чем материал средних равнин. Также участки холмистого материала могут быть связаны с материалами межкратерных равнин в восточной части четырехугольника, где условия освещения не позволяют его распознать.

Тепловая группа

Основная статья: Группа Калорис

Породные породы, связанные с бассейном Калорис, особенно важны для стратиграфии Меркурия. Было продемонстрировано, что история Луны была отмечена серией крупных столкновений, в результате которых выбросы распространились на обширные территории; горные породы, связанные с этими ударными бассейнами, использовались для разделения лунной стратиграфической колонки на ряд четко определенных временных единиц (Shoemaker and Hackman, 1962; McCauley, 1967; Wilhelms, 1972). Эти отношения особенно очевидны для бассейна Имбриум (Wilhelms and McCauley, 1971) и Восточного бассейна (Скотт и др., 1977).

Узнаваемые единицы выброса простираются за пределы бассейна Калорис на расстояние одного диаметра бассейна; эти единицы можно использовать для разделения стратиграфической колонны ртути почти так же, как выбросы бассейна использовались на Луне. Стратиграфическое и структурное сравнение бассейнов Калорис и Восточный было проведено МакКоли (1977).

В Шекспировском четырехугольнике выделяется только линейчатая фация формации Ван Эйк , тогда как в Толстовском четырехугольнике южнее картируются как она, так и вторичная кратерная фация (Schaber, McCauley, 1980; McCauley и др., 1981).

Материалы после нагрева

Равнинный материал, образующий дно бассейна Калорис, не включен в группу Калорис и наносится на карту отдельно от гладких равнин. Во многом равнины дна Калориса похожи на гладкие равнины, за исключением того, что они изогнуты и расколоты на многочисленные гребни и бороздки, которые пересекаются, образуя чрезвычайно многоугольный узор. Доминирующие направления этих особенностей концентричны и радиальны к центру Калориса. На основании фотометрических данных Хапке и др. (1975) предположили, что центральная часть дна бассейна может находиться на 7-3 км ниже внешнего края. Стром и другие утверждали, что хребты образовались в результате сжимающего напряжения, вызванного опусканием дна, а трещины - в результате последующего поднятия центра бассейна, что привело к удлинению земной коры и наблюдаемой схеме разломов. Происхождение самого материала сомнительно. Он может состоять из листов вулканического материала, образовавшихся вскоре после образования бассейна, или это может быть материал, образовавшийся в результате события Калорис, либо в виде расплава, либо в виде верхней части пробки пластикового материала, поднявшейся на дне кратера в результате удара. процесс. Каким бы ни было происхождение этого материала, кажется очевидным, что он покрывает первоначальное дно раскопанного кратера.

Гладкий равнинный материал образует по существу ровные участки, заполняющие впадины на ртутной поверхности. Наиболее обширные из таких площадей в этом четырехугольнике — Собкоу и Будх-Планитии . Поверхность материала гладких равнин относительно редко кратерирована, и отношения перекрытия указывают на то, что эти равнинные единицы моложе, чем межкратерные равнины и промежуточные равнины. На гладких равнинах также расположены подразделения группы Калорис. Меньшие участки гладких равнин встречаются во впадинах и на дне старых кратеров. Во многих областях, особенно в тех, которые расположены ближе к бассейну Калорис, они имеют морские хребты, подобные лунным, и поэтому имеют холмистый вид. Граница между гладкими равнинами и формацией Один не везде чёткая, за исключением высокого разрешения. Гладкие равнины нанесены на карту в шекспировском четырехугольнике только там, где нет явных свидетельств небольших холмов, характерных для формации Одина.

Интерпретация происхождения гладких равнин сложна, но важна, поскольку она напрямую связана с внутренним строением и термической историей Меркурия. Подобно лунным морям , гладкие равнины встречаются на дне крупных кратеров и впадин, а широкая полоса равнин вокруг Калориса находит аналогию с Oceanus Procellarum вокруг Имбриума на Луне. Однако равнины Калориса отличаются от морей тем, что на них не наблюдаются вулканические элементы с положительным рельефом, подобные тем, что редко разбросаны по лунным морям. Отсутствие резких различий в альбедо между гладкими равнинами и более древней местностью (Hapke и др., 1975) по сравнению с отчетливой разницей в альбедо между лунными морями и высокогорьями может быть более показательным для состава, чем для происхождения горных пород. По распределению и объему Стром и др. утверждали, что в большинстве районов гладкие равнины состоят из обширных пластов основной лавы, похожих на лунные моря. Шульц (1977), изучая видоизмененные ударные кратеры, также выступал в пользу вулканизма. С другой стороны, Вильгельмс указал, что равнины лунного света могут также служить аналогом гладких равнин Меркурия: образцы Аполлона-16 показывают, что равнины лунного света состоят из катакластической брекчии и ударного расплава , интерпретируемых как образовавшиеся в результате крупных ударных событий (Джеймс, 1977). Вильгельмс, поэтому предположил, что гладкие равнины на Меркурии могут быть напрямую связаны с воздействием Калориса, поскольку брекчии и ударные плавления, а не лавы. Однако светлые равнины на Луне нигде не развиты и обширны так хорошо, как равнины вокруг Калориды, и если объяснение Вильгельмса верно, между крупными ударными событиями на Луне и Меркурии должны существовать значительные различия. Вероятнее всего, значительные части гладких равнин имеют вулканическое происхождение, хотя на некоторых участках они могут иметь импактно-тающее происхождение.

Очень гладкие равнины Меркурия были включены Траском и Гостем в группу гладких равнин. Здесь геологические единицы нанесены на карту отдельно, поскольку материал очень гладких равнин явно моложе, чем материал гладких равнин. Очень гладкая равнинная единица, лишенная каких-либо особенностей и не имеющая разрешимых наложенных друг на друга кратеров, возможно, представляет собой запасной вариант выброса на дно кратеров. Однако не все кратеры содержат этот материал; некоторые из них покрыты материалом с неровной поверхностью, обозначенным как материал дна кратера, поскольку он аналогичен материалу дна в более молодых лунных кратерах, таких как Коперник или Аристарх . Еще одна возможность состоит в том, что очень гладкие равнины имеют вулканическое происхождение.

Кратерные материалы

Кратеры на Меркурии демонстрируют различную степень сохранности: от кратеров с четкими чертами и яркими лучами до тех, которые почти полностью уничтожены и представляют собой лишь приглушенное кольцо холмов с многочисленными кратерами. Как и на Луне, основным процессом эрозии, скорее всего, является удар; таким образом, свежий кратер со временем будет систематически разрушаться. Таким образом, кратеры одинакового размера и одинаковой степени сохранности считаются примерно одного возраста. Кратеры картируются по пятикратной классификации в зависимости от степени их деградации (МакКоли и др., 1981). Компонентами, используемыми для определения возраста кратеров, являются лучи, вторичные кратеры , фации выбросов , центральные пики и кольца, форма обода и внутренние террасы. По мере старения кратера количество наложенных друг на друга кратеров увеличивается, и каждый из морфологических элементов становится более приглушенным. Вулканическая активность также может похоронить или разрушить определенные компоненты кратера, но кратер все равно можно датировать по сохранившемуся краю. На основании картографирования этого четырехугольника и соседнего четырехугольника Толстого (Шабер и МакКоли, 1980) считается, что удар Калориса произошел в конце времени c3 (МакКоли и др., 1981).

Одна из проблем вышеупомянутого метода датировки кратеров на Меркурии заключается в том, что вторичные кратеры встречаются ближе к главному кратеру и, следовательно, более сгруппированы, чем на Луне, где они относительно широко распространены. В результате более старый кратер, соседствующий со свежим, сильно деградирует в результате сильной бомбардировки вторичными кратерами более молодого кратера и кажется намного старше, чем он есть на самом деле.

Кратеры-призраки представляют собой необычные формы, встречающиеся на равнине Суйсей . Они заглублены и округлены в профиле, и лишь гребни их краев возвышаются над окружающими гладкими равнинами. Следовательно, этим кратерам нельзя приписать определенный возраст; они могут быть любого возраста от позднего c1 до позднего c3.

Структура

Наиболее заметными структурными элементами четырехугольника являются радиальные и концентрические хребты и трещины внутри бассейна Калорис, а также хребты, развитые в формации Один и гладких равнинах непосредственно за пределами Калорис. О'Доннелл и Томас (личное общение, 1979) предположили, на основе ориентации объектов за пределами Калориса, что эти хребты и уступы в значительной степени повторяют ранее существовавшие радиальные и концентрические структуры разломов в меркурианской литосфере, инициированные ударом Калориса, схожие по своему характеру. для окружающих Имбриума на Луне (Мейсон и др., 1976). Сам Калорис состоит из одного горного кольца и слабого внешнего уступа. В этом четырехугольнике также встречается несколько извилистых уступов, в том числе Хемскерк-Рупес, который прорезает старые межкратерные равнины. Уступы этого типа рассматриваются Стромом и другими. Это сжимающие надвиги, возникшие в результате общего сокращения меркурианской коры в начале ее истории.

Геологическая история

История четырехугольника Шекспира, о чем свидетельствуют материалы, обнаженные на поверхности, начинается с образования материала межкратерных равнин и ударных кратеров, как старше, так и моложе этих равнин. Некоторые кратеры c1 и c2 наложились на межкратерные равнины. Материал промежуточных равнин и блок линейных равнин располагался над межкратерными равнинами, как и большинство кратеров возраста c3. Затем последовал крупный астероидный удар, в результате которого образовался бассейн Калорис, и вокруг бассейна образовались камни группы Калорис. Сравнение популяций кратеров на поверхностях старше и моложе Калориса позволяет предположить, что во время удара Калориса популяция кратеров диаметром менее 30 км была уничтожена на территории до Калориса (Гест и Голт, 1976). Голт и другие (1976) предположили, что меньшие кратеры были разрушены событием Калорис и другими событиями, образующими бассейны в других местах на планете, примерно в одно и то же время.

Затем был уложен гладкий равнинный материал. Некоторые кратеры c3 образовались после события Калорис и после образования некоторых гладких равнин. На толщу гладких равнин и на все более древние отложения накладывались кратеры возраста с4, внутри которых располагался очень гладкий равнинный материал (подразделение pvs). Аналогия с Луной позволяет предположить, что большинство зафиксированных событий в истории Меркурия произошло в течение первых полутора лет жизни планеты; Возраст самых старых крупных горных пород в этом четырехугольнике, вероятно, составляет не менее 2–3 лет. Геологическая история Меркурия была обобщена Гестом и О'Доннеллом (1977), Дэвисом и другими. и Стром.

Источники

• Гость, Дж. Э.; Рональд Грили (1983). «Геологическая карта Шекспировского (H-3) четырехугольника Меркурия» (PDF) . Подготовлено для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Министерством внутренних дел США и Геологической службой США. Опубликовано в печатном виде как Карта серии различных исследований Геологической службы США I–1408 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

• Голт Д.Э., Гест Дж.Э. и Шульц П.Х., 1976, Изменения Калориса в популяциях кратеров Меркурия: Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства США, TMX-3364, стр. 183–185.
• Гилберт, Г.К., 1893, Лицо Луны, исследование происхождения ее черт: Бюллетень Философского общества Вашингтона [округ Колумбия] , т. 12, с. 241–292.
• Гость. Дж. Э. и Голт Д. Е., 1976, Популяция кратеров в ранней истории Меркурия, Письма о геофизических исследованиях , т. 3, стр. 121–л 23.
• Гест, Дж. Э., и О'Доннелл, В. П., 1977, История поверхности Меркурия: обзор: Перспективы в астрономии , т. 20, с. 273–300.
• Хапке, Брюс, Дэниэлсон, Дж. Е. младший, Клаасен, Кеннет и Уилсон, Лайонел, 1975, Фотометрические наблюдения Меркурия с корабля «Маринер-10», 1975: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, с. 2431–2443.
• Джеймс, О.Б., 1977, Брекчия Лунных нагорий, образовавшаяся в результате крупных ударов: Советско-американская конференция по космохимии Луны и планет: Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства США, Специальная публикация SP-370, стр. 637–658.
• Маллин, М.К., 1976, Наблюдения межкратерных равнин на Меркурии: Письма о геофизических исследованиях , т. 3, с. 581–584.
• Мейсон. Р., Гест Дж. Э. и Кук Дж. Н., 1976, Образец грабена Имбриума на Луне: Ассоциация геологов, Труды, Лондон, т. 87, часть 2, с. 161–168.
• МакКоли, Дж. Ф., 1967, Природа лунной поверхности, определенная с помощью систематического геологического картирования, в Ранкорне, С. К., изд., Мантия Земли и планет земной группы; Лондон, Interscience Publications, с. 431–460.
• МакКоли, Дж. Ф., 1977, Orientale и Caloris: Физика Земли и недр планет , т. 15, №№. 2–3, с. 220–250.
• МакКоли, Дж. Ф., Гест, Дж. Э., Шабер, Г. Г., Траск. Нью-Джерси и Грили, Рональд, 1981, Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий: Икар , т. 47, вып. 2, с. 184–202.
• Мюррей, Британская Колумбия, Белтон, М.Дж.С., Дэниелсон, Дж.Э., Дэвис, М.Э., Голт, Д.Э., Хапке, Брюс, О'Лири, Брайан, Стром, Р.Г., Суоми, Вернер и Траск, Нью-Джерси, 1974а, Маринер. 10 фотографий Меркурия: Первые итоги: Наука , т. 184, вып. 4135, с. 459–461.
• _____1974b, Поверхность Меркурия: Предварительное описание и интерпретация по фотографиям Mariner 10: Science , т. 185, вып. 4146, с. 169–179.
• Шабер, Г.Г., и МакКоли, Дж.Э., 1980, Геологическая карта толстовского четырехугольника Меркурия: Серия различных исследований Геологической службы США. Карта I-1199, масштаб 1:5 000 000.
• Шульц, П.Х., 1977, Эндогенная модификация ударных кратеров на Меркурии: физика Земли и недр планет , т. 15, №№. 2–3, с. 202–219.
• Скотт, Д. Х., Макколи, Дж. Ф. и Уэст, Миннесота, 1977, Геологическая карта западной стороны Луны: Карта серии различных исследований Геологической службы США I1034, 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, Академическое издательство, с. 289–300.
• Стром, Р.Г., Мюррей, БК, Белтон, М.Дж.С., Дэниэлсон, Дж.Э., Дэвис, М.Э., Голт, Д.Э., Хапке, Брюс, О'Лири, Брайан, Траск, Нью-Джерси, Гест, Дж.Э., Андерсон, Джеймс и Клаасен , Кеннет, 1975a, Предварительные результаты визуализации второго столкновения с Меркурием: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, с. 2345–2356.
• Стюарт-Александер, Делавэр, 1971, Геологическая карта четырехугольника Рейты на Луне: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-694, масштаб 1:1 000 000.
• Вильгельмс, Д.Э., 1972, Геологическое картирование второй планеты: Отчет Межведомственного агентства Геологической службы США: Астрогеология 55, 36 стр.
• Вильгельмс Д.Э. и МакКоли Дж.Ф., 1971, Геологическая карта ближней стороны Луны: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-703, масштаб 1:5 000 000.