Четырехугольник Северного Ледовитого океана

Четырехугольник Borealis на карте MESSENGER . космического корабля

Северный полярный регион Меркурия, сделанный обсерваторией Аресибо. показан желтым цветом на мозаике орбитальных изображений MESSENGER. Яркие радарные объекты совпадают с областями, нанесенными на карту MESSENGER как теневые, что соответствует предположению, что яркие радиолокационные материалы содержат водяной лед.

Снимок Маринера-10 полярного региона

Четырёхугольник Северного Севера — это четырёхугольник на Меркурии, окружающий северный полюс до 65° широты. Она была полностью нанесена на карту космическим кораблем MESSENGER , который вращался вокруг планеты с 2008 по 2015 год, за исключением областей постоянной тени возле северного полюса. Только примерно 25% четырехугольника было сфотографировано космическим кораблем «Маринер-10» во время его пролетов в 1974 и 1975 годах. Теперь четырехугольник называется H-1.

Здесь находится бассейн Гете , диаметр которого составляет не менее 400 км (250 миль), что делает его шестым по величине ударным бассейном, наблюдаемым на Mariner 10. изображениях (Мюррей и другие, 1974; Бойс и Гролье, 1977; Стром, 1977). В западной половине нанесенной на карту территории (между 100° и 190° з.д.) преобладают более древние кратеры и межкратерный равнинный материал, лежащий между ними и внутри них. Материалы более молодых кратеров, материал промежуточных равнин и небольшие участки гладкого равнинного материала накладываются на все остальные единицы. Кратер Верди диаметром 122 км (76 миль) является самым большим из молодых кратеров. Его обширное одеяло выбросов и поле вторичных кратеров наложены на равнинные материалы и более старые кратеры.

Восточная половина нанесенной на карту территории (между 0° и 100° з.д.) характеризуется гладким равнинным материалом. (Мюррей и др., 1974). Эта единица покрывает обширные пространства Borealis Planitia , впадины диаметром около 1000 км (620 миль) с неправильной дугообразной западной границей. Эта депрессия расположена над местом(ами) одной или нескольких старых ударных структур. (Бойс и Гролье, 1977).

Соседние четырехугольники к югу от Северного Севера: четырехугольник Виктории (от 0 ° до 90 ° з.д.), четырехугольник Шекспира (от 90 ° до 180 ° з.д.), четырехугольник Радитлади (от 180 ° до 270 ° з.д.) и четырехугольник Хокусай (от 270 ° до 0 °). В). Он находится напротив четырехугольника Баха на южном полюсе.

Маринер 10 изображений

Фотомозаика из Mariner 10 изображений

В регионе Бореалис изображения «Маринера-10» доступны только для западного полушария, от длинного 0° до примерно 190° з.д. 29 марта 1974 года, когда первый «Маринера-10» пролет достиг 190° з.д., Меркурий находился во тьме. самые полезные фотографии региона. Большинство фотографий, использованных для геологического картирования, были получены улетающим космическим кораблем во время первого пролета («Меркурий-1»). Встреча с Меркурием II не предоставила пригодных для использования изображений местности на карте; две фотографии под малым углом, подходящие для геологического картирования, были получены во время третьего пролета 17 марта 1975 года. Для региона Borealis нет стереоскопических фотографических пар.

Поскольку во время первого столкновения терминатор находился на расстоянии нескольких градусов от меридиана 0–180°, фотографии этого региона были сделаны в широком диапазоне условий освещения. Эти условия и большой наклон фотографий затрудняли геологическую интерпретацию поверхностных материалов в районе карты, как это было в Койпере (Де Хон и др., 1981), Виктории (МакГилл и Кинг, 1983) и Шекспире (Гест и Грили). , 1983) четырехугольниками на юг.

Климат

Меркурия Экваториальная плоскость наклонена менее чем на 2° к плоскости его орбиты (Клаасен, 1976; Мюррей и др., 1981, с. 28); период его вращения 58,64 земных суток находится в резонансе на две трети с орбитальным периодом 87,97 земных суток (Коломбо, 1965; Коломбо и Шапиро, 1966). Возникающее в результате запаздывание и эксцентриситет орбиты создают изменение средней температуры не только в зависимости от широты, как на Земле, но и от долготы. Однако из-за относительно медленного периода вращения Меркурия суточные колебания температуры, вероятно, значительно превышают колебания средней температуры по широте и долготе, даже в высоких широтах. Его выраженный эксцентриситет орбиты (0,2563) приводит к тому, что видимая интенсивность Солнца на Меркурии меняется более чем в 2 раза в течение меркурианского года. что соответствует примерно 20-процентному изменению равновесной температуры. Кроме того, сохранение орбитального углового момента и спин-орбитальная связь вызывают значительные изменения в продолжительности светового дня. Рассветы и закаты удлиняются из-за длительного прохождения меркурианского горизонта по солнечному диску, так что дневной свет удлиняется, а ночное время сокращается на несколько земных дней на закате и наоборот на восходе солнца (Роберт Уайлди, Геологическая служба США, устное сообщение, 1982). Несмотря на эти соображения и несмотря на ежедневный диапазон приземных температур в несколько сотен Кельвинов, подповерхностная температура в полярных регионах всегда остается значительно ниже нуля (Мюррей, 1975).

Стратиграфия

В пределах Северного региона три широко распространенные равнинные единицы выделяются главным образом по очевидным различиям в плотности кратеров, которая тесно связана с относительным возрастом (Soderblom and Boyce, 1972). Эти подразделения, от наиболее сильно кратерированных (самых старых) до наименее кратерированных (самых молодых), представляют собой материал межкратерных равнин, материал промежуточных равнин и материал гладких равнин. Визуальная идентификация подтверждается и уточняется фактическим количеством кратеров. Если использовать лунную поверхность в качестве точки отсчета, то плотность кратеров Меркурианских равнин в Северном регионе будет заключаться в скобки с плотностью лунных возвышенностей , наиболее густо кратерированной лунной поверхностью, и плотностью Oceanus Procellarum , умеренно кратерированной лунной морской поверхностью. . Кривая лунных возвышенностей была получена на основе подсчета кратеров в районе к северо-западу от кратера Циолковский , между кратером Менделеева и Маре Смитии . Кривая юго-восточной части Oceanus Procellarum была получена в области с центром около 2°00' северной широты и 31°00' западной широты, к югу от кратера Куновски. Ocean Procellarum долгое время считалась близкой к «средней лунной кобыле» (Hartmann, 1966, 1967); Плотность кратеров находится на промежуточном уровне между густократерированными Море Спокойствия и слегка кратерированное Море Безмятежности .

Материал Borealis Planitia не был включен в подсчет гладких равнин, поскольку изображения этой местности были размыты из-за движения космического корабля, и поэтому надежные подсчеты кратеров не могли быть получены. гладкие равнины южнее 65° с.ш. в Шекспировском четырехугольнике , в кратере Стриндберг и на Суйсейской равнине Однако в эти подсчеты включены . Материалы равнин, лежащие за пределами Borealis Planitia, распределены неравномерными поясами, субпараллельными терминатору и друг другу. К востоку от широты 190° з.д. наблюдается следующая структура поясов: материал межкратерных равнин, материал промежуточных равнин и снова материал межкратерных равнин. Все три пояса простираются на юг, в четырехугольник Шекспира (Guest and Greeley, 1983).

Отличие одного типа равнинного материала от другого по вариациям шероховатости и плотности кратеров во многом зависит от разрешения и условий освещения отдельных кадров Маринера (Schaber and McCauley, 1980). Это ограничение хорошо документировано для Луны (Мазурский и др., 1978, стр. 80–81) и для Марса (Бойс и др., 1976). В регионе Северного Ледовитого океана, где материалы между кратерами и промежуточными равнинами были получены под все более низким углом наклона Солнца вблизи терминатора, количество наблюдаемых небольших кратеров увеличивается с уменьшением расстояния от терминатора и одновременно с уменьшением угла Солнца. Это несоответствие в кажущемся количестве кратеров происходит только для кратеров небольшого диаметра, и его можно устранить, подсчитав только кратеры диаметром более 3 км (1,9 мили).

Старые однотонные материалы

Материал межкратерных равнин является старейшей узнаваемой картографической единицей региона Северного Ледовитого океана. Он расположен между большими кратерами от 155° до 190° з.д., а также между скоплениями плотно расположенных и перекрывающихся крупных кратеров к западу от кратера Гоген и к югу и юго-востоку от кратера Мансар . Первоначально устройство было описано Траском и Гостем. считавший ее самой распространенной единицей на Меркурии; Стром сообщили, что этот материал покрывает одну треть поверхности, наблюдаемой «Маринером-10». Основной морфологической характеристикой материала межкратерных равнин является высокая плотность наложенных друг на друга кратеров диаметром от 5 до 10 км, которые обычно мелкие и удлиненные; вероятно, это вторичные кратеры, возникшие из близлежащих крупных первичных кратеров, наложенных на блок. Как одна группа, большие кратеры и связанные с ними межкратерные равнины образуют часть сильно кратерированной местности, определенной Траском и Гестом.

Относительный возраст и природа материала межкратерных равнин в регионе Бореалис так же неопределенны, как и в других местах Меркурия. Стром отметили сходство морфологии поверхности между меркурианскими межкратерными равнинами и доимбрийскими изрытыми равнинами к юго-юго-западу от Моря Нектариса на Луне (Wilhelms and McCauley, 1971; Scott, 1972). Ямы на лунных доимбрийских изрытых равнинах похожи на небольшие вторичные образования, которыми покрыта поверхность материала межкратерных равнин Меркурия. На Луне материал доимбрийских изрытых равнин включает формацию Янссен (Скотт, 1972), основание которой определяется как основание Нектаровой системы (Стюарт-Александр и Вильгельмс, 1975). Однако кратерная плотность материала межкратерных равнин в районе Бореалиса соответствует плотности области на обратной стороне Луны, в районе к северо-западу от кратера Циолковский, ограниченном кратерами Менделеева и Маре Смитии . В этом районе преобладают донектарийские обнаженные терры, а также донектарийские и нектарийские кратеры (Вильгельмс, Эль-Баз, 1977). Сходство в плотности кратеров материала межкратерных равнин на Меркурии и донектарной местности на Луне имеет геологическое значение, поскольку оно показывает, что самые старые узнаваемые поверхности как на Меркурии, так и на Луне прошли одинаковые стадии образования кратеров в земной коре, но это не обязательно в то же абсолютное геологическое время. Различия в плотности кратеров, а также в отношениях между заливами в регионе Бореалис показывают, что материал межкратерных равнин и более гладкий материал промежуточных равнин моложе, чем многие кратеры в районе к северо-востоку от кратера. Тургенева и старше, чем материал гладких равнин в Borealis Planitia.

Относительный возраст материала межкратерных равнин влияет на его происхождение. Если материал межкратерных равнин очень древний, он может состоять из анортозита, полученного из океана магмы , который мог существовать на Луне (Wood andothers, 1970). Если он возник на более поздних стадиях эволюции Меркурия, он может состоять из выбросов бассейна или потоков лавы . Однако в масштабах всей планеты морфологические доказательства скорее ударного происхождения, чем вулканического, не являются убедительными. Независимо от того, будет ли в конечном итоге обоснована какая-либо гипотеза, размещение материала межкратерных равнин, вероятно, началось на ранней стадии интенсивной аккреционной бомбардировки. (Гест и О'Доннелл, 1977) и продолжалась до момента формирования материала промежуточных равнин.

Этот общий вывод, по-видимому, подтверждается в регионе Северного Ледовитого океана относительной нехваткой кратеров диаметром от 30 до 60 км. Этот дефицит может указывать на всплытие на поверхность в результате перекрытия кратеров и покрытия выбросами кратера или на всплытие потоками лавы. Кратеры диаметром ≥60 км на Меркурии также относительно немногочисленны по сравнению с аналогичными кратерами на лунных возвышенностях к северо-западу от кратера Циолковский. Уменьшенная плотность крупных кратеров и бассейнов на Меркурии по сравнению с Луной может быть либо функцией разной скорости заселения кратеров на этих телах, либо эффектом различной истории коры (Шабер и др., 1977).

Материал промежуточных равнин имеет шероховатость и плотность кратеров, переходную между материалом межкратерных равнин и материалом гладких равнин. В Северном регионе подразделение встречается в довольно обширном поясе, простирающемся от Шекспировского четырехугольника в Бореалис к северу и северо-востоку от Суйсейской равнины . Материал промежуточных равнин впервые выявлен и закартирован в четырехугольнике Толстого (Schaber, McCauley, 1980), где он преимущественно встречается на дне кратеров. Он был идентифицирован там по меньшей плотности кратеров, чем в материале межкратерных равнин, и по «меньшему количеству небольших кратеров с ярким ореолом, чем в материале гладких равнин» (Schaber and McCauley, 1980). Обе характеристики типичны и для материала средних равнин Северного региона.

Материалы для раковины

Бассейн Гете представляет собой большую круглую депрессию, диаметр которой от гребня до гребня обода составляет около 400 км (250 миль). Гете ограничен с северной и восточной сторон пологой стеной и прерывистым, низким, бугристым материалом по краю, который может состоять из отложений выбросов. Эти материалы аналогичны материалам, встречающимся вокруг бассейна Калорис в четырехугольнике Толстого (Schaber, McCauley, 1980). На западной стороне Гете ограничен как минимум тремя субпараллельными хребтами или наклонными блоками, которые разделены узкими впадинами, частично заполненными гладким равнинным материалом. Над пологим бортом котловины выступают холмистые и бугристые остатки, напоминающие бассейновые отложения и выбросы. Они простираются к юго-западу и северу от котловины за пределы сильно приглушенного, низкого, едва заметного гребня борта на расстояние от половины до трети радиуса котловины. Гете старше, чем гладкий равнинный материал, под которым частично были погребены его стена, гребень края и большая часть его выбросов. Ударный бассейн Гете может быть старше некоторых межкратерных равнин и крупных кратеров поблизости. Он также намного старше бассейна Калорис. (МакКоли и др., 1981).

Несколько дополнительных ударных структур внутри и к югу от региона Бореалис демонстрируют достаточную структурную детализацию, чтобы их можно было назвать бассейнами, даже несмотря на то, что их диаметры меньше произвольно выбранного нижнего предела в 200 км, принятого Мюрреем и другими (1974) для ртутных бассейнов. Самый большой и самый старый из них — Боттичелли , кратер диаметром 140 км (87 миль) с центром на 64 ° северной широты и длиной 110 ° западной долготы. Только самые северные части края и внутренней части кратера лежат в пределах нанесенной на карту области, но призрачный остаток внутреннего кольца, теперь затопленного гладким равнинным материалом, обнаружен (FDS 148) южнее, в четырехугольнике Шекспира . Тургенев , диаметром 110 км (68 миль), достаточно велик, чтобы представлять собой бассейн с центральным пиком (Wood and Head, 1976), хотя кольцо пика, вероятно, было скрыто под гладким равнинным материалом. Края как Боттичелли, так и Тургенева покрыты плотно расположенными кратерами, большинство из которых напоминают вторичные кратеры, которые обычно возникают на межкратерных равнинах. Следовательно, возраст Боттичелли и Тургенева по меньшей мере такой же возраст, как и материал межкратерных равнин, и может быть эквивалентен по возрасту ударному бассейну Гете. Аналогичный аргумент можно выдвинуть и в отношении возраста Бассейн Монтеверди , диаметром 130 км, с центром на 64° северной широты и 77° западной долготы в четырехугольнике Виктория . Более молодые кратеры Йокаи и Верди , которые имеют выраженные центральные вершины и призрачные прерывистые внутренние кольца, вероятно, можно отнести к бассейнам центральных пиков (Wood and Head, 1976). Обе структуры значительно моложе бассейна Калорис.

Никакой материал, похожий ни на линейчатую, ни на вторичную кратерную фацию формации Ван Эйк , наиболее характерной и отдаленной единицы группы Калорис (McCauley и др., 1981), не может быть однозначно идентифицирован в регионе Borealis. Присутствуют несколько округлых холмов или выступов, слишком маленьких, чтобы их можно было нанести на карту; они морфологически сходны с блоками формации Один, окружающей бассейн Калорис в четырехугольнике Шекспира (Гест и Грили, 1983), а также с особенностями формации Альпы вокруг бассейна Имбриум на Луне. Два из самых ярких из этих выступов, возможно, имеют длину 2 км (1,2 мили) и ширину 0,2 км (0,12 мили); они возвышаются над гладким равнинным материалом, который заполняет сильно разрушенный, не нанесенный на карту кратер неправильной формы на 69° с.ш., 157° з.д. (FDS 088). Эти выступы находятся примерно в 1100 км (680 миль) к северо-востоку от Калорис-Монтес и могут представлять собой выбросы бассейна Калорис. Альтернативно, они могут быть связаны с выбросами кратера Верди или с линейчатыми выбросами вторичного кратера, которые вспыхивают на юго-востоке от безымянного кратера к северу от кратера и рядом с ним. Низами . Другая морфологическая особенность, которая может быть связана с событием в бассейне Калорис, состоит из борозд на межкратерных равнинах и на юго-западных стенках кратеров, таких как Мансарт . Эти бороздки имеют длину несколько километров и ширину несколько сотен метров. Направление удлинения многих небольших вторичных кратеров также предполагает их происхождение, связанное с событием Калорис.

Более молодой равнинный материал

Гладкий равнинный материал (единица ps) образует обширные пространства Borealis и Suisei Planitiae, а также большинство днищ котловин и кратеров. Это самая обширная стратиграфическая единица в Северном регионе, занимающая 30 процентов нанесенной на карту территории. Поверхность гладкого равнинного материала довольно редко кратерирована по сравнению с поверхностью материала межкратерных равнин. Морщины являются обычным явлением. И дно бассейна Гете, и наложенные на него более молодые кратеры (ныне наблюдаемые как погребенные кратеры) покрыты гладким равнинным материалом; подразделение также заполняет призрачные и затопленные кратеры, которые распространены как на Borealis, так и на Suisei Planitiae и напоминают лунный кратер Архимеда . Огромный объем материала гладких равнин, который должен лежать в основе Borealis Planitia, чтобы похоронить ранее существовавшую топографию, а также присутствие материала на дне бассейнов и кратеров позволяют предположить, что материал гладких равнин находился в псевдоожиженном состоянии в виде вулканической лавы. потоки (Мюррей и др., 1974). Несмотря на то, что фронты потоков не могут быть однозначно картированы на Borealis Planitia, дополнительным доказательством вулканического происхождения этой толщи является ее перекрытие с материалом межкратерных равнин, что лучше всего наблюдается вдоль западного края Borealis Planitia (FDS 85, 152, 153, 156 и 160). ). Различные типы равнинного материала, обнаруженные на Меркурии, имеют небольшой тональный контраст. Альбедо . материала гладких равнин выше, чем у материала лунного моря (Хапке и др., 1975) Сходство альбедо между материалом гладких равнин Меркурия и материалом равнин лунного света привело Вильгельма к выводу, что Чтобы расширить аналогию с составом: он предположил, что обе единицы состоят из ударных выбросов, подобных лунной формации Кэли, отобранной Аполлоном-16 . Вильгельмс даже выдвинул гипотезу, что источник материала обширных равнин Borealis Planitia «вполне мог скрываться во тьме за терминатором». Более полное обсуждение проблемы дает Стром.

Кратерные материалы

В регионе Северного Ледовитого океана кратеры картируются в соответствии с пятикратной классификацией, предложенной МакКоли и др. (1981), которая определяет возраст кратеров Меркурия на основе диаметра кратера и морфологической деградации. Кратеры диаметром менее 30 км (19 миль) не нанесены на карту. Все бассейны диаметром от 100 км (62 миль) до 200 км (120 миль) (включая те, которые имеют центральные пики и кольца пиков) нанесены на карту как кратеры. Критериями, используемыми для определения ударных структур, являются морфологические компоненты кратера, такие как лучи, вторичные лучи, бугристые края, различные фации выбросов кратера, геометрия и структура кратера или их комбинация.

На нанесенной на карту территории не наблюдалось лучевых кратеров диаметром ≥ 30 км (19 миль), но множество умеренно ярких и рассеянных лучей простираются по гладкому равнинному материалу или встречаются в виде ореолов вокруг очень маленьких кратеров в Borealis Planitia. Цепочка прерывистых лучей северо-восточного направления, которая простирается через Borealis Planitia до бассейна Гете, может исходить из небольших безымянных и не нанесенных на карту лучевых кратеров вблизи южного края области карты. Относительная редкость небольших кратеров с ярким ореолом на материале промежуточных равнин, возможно, обусловленная уникальными физическими свойствами этого материала, впервые была отмечена в четырехугольнике Толстого (Schaber, McCauley, 1980); эта нехватка характерна и для подразделения Северного региона.

Уменьшенная баллистическая дальность Меркурия по сравнению с Луной вызвана более сильным гравитационным полем Меркурия. (МакКоли и др., 1981). Это явление, которое приводит к уменьшению рассеивания выбросов и вторичных кратеров, лучше всего наблюдается в регионе Северного Ледовитого океана вокруг кратеров Верди. и Депре. Небольшие различия между морфологией меркурианских и лунных кратеров не связаны с различиями в гравитационных полях Меркурия и Луны. (Цинтала и др., 1977; Малин и Дзурисин, 1977, 1978;). Вместо этого морфологические компоненты внутренней части кратеров и обилие центральных пиков и террас на обоих телах, по-видимому, связаны с физическими свойствами материала мишени. (Цинтала и др., 1977; Смит и Хартнелл, 1978). Скопления плотно расположенных и перекрывающихся крупных кратеров к западу от кратера Гоген и к востоку от кратера Мансар, а также близлежащие изолированные кратеры и окружающий материал были нанесены на карту Траском и Гестом. как сильно кратерированная местность. По их мнению, многие из мелких кратеров, наложенных на межкратерные области, могут быть вторичными по отношению к крупным кратерам. Они также отметили, что внутренности этих крупных кратеров заполнены материалом, который менее кратерирован, более гладок и, следовательно, моложе, чем материал межкратерных равнин.

В регионе Северного Ледовитого океана встречаются два типа кратеров-призраков; оба почти скрыты гладким равнинным материалом. У одного типа, обнаруженного вдоль северо-западной границы Suisei Planitia (Guest, Greeley, 1983), только самые верхние части стенок и кромок выступают над гладким равнинным материалом. Кратеры-призраки этого типа имеют округлые гребни по краям, густо усеянные вторичными кратерами, что типично для шероховатой поверхности материала межкратерных равнин. Эти кратеры покрыты гладким равнинным материалом и поэтому старше него; Аналогичная ситуация наблюдается и на Луне, где кратер Архимед оказывается старше содержащегося в нем морского материала. Другой тип кратера-призрака, распространенный в Borealis Planitia, можно узнать только по неправильному или тонкому очертанию гребня края под тонкой мантией из гладкого равнинного материала; на карте показан погребенный гребень отвала. Многоугольный кратер-призрак с центром на 82,5° северной широты и 100° западной долготы, к северо-западу от Депре, представляет собой переходную форму между этими двумя типами. Полярное потемнение на Меркурии обычно отсутствует (Hapke, 1977), но потемнение в ограниченных областях может быть связано с осаждением паровой фазы, сопровождающим удары микрометеоритов. (Хапке, 1977). В регионе Бореалис потемнение поверхности затрагивает дно некоторых кратеров, а области с низким альбедо нанесены на карту как на промежуточных равнинах, так и на гладких равнинах. Равнины с низким альбедо находятся на окраине границ Borealis и Suisei Planitiae, что позволяет предположить, что потемнение может быть связано с внутренними летучими материалами, выходящими по трещиноватым краям нераспознанных погребенных или сильно деградированных бассейнов.

Структура

Одним из основных различий между меркурианской и лунной поверхностями является «широко распространенное распространение [на Меркурии] лопастных уступов , которые кажутся надвигами или взбросами, возникшими в результате периода сжатия земной коры...» Эти уступы представляют собой уникальные структурные формы рельефа, которые были отмечены вскоре после получения фотографий «Маринера-10». Мюррей и другие (1974) описали их как имеющие извилистую форму, слегка лопастную переднюю часть и длину более 500 км. Более подробное описание дано Стромом и другими. Джурисин (1978) классифицировал эти уступы, различая межкратерные и внутрикратерные уступы (схема, принятая при картировании региона Бореалис), в попытке понять тектоническую и вулканическую историю Меркурия. Мелош (1977), а также Мелош и Дзурисин (1978) предложили планетарную решетку, состоящую из сопряженных сдвиговых трещин, простирающихся на северо-восток и северо-запад, образованных напряжениями приливного раскручивания в начале истории Меркурия. Они считали, что эти разломы позже видоизменились, и предсказывали, что в полярных регионах будут обнаружены нормальные разломы восточного простирания, вызванные напряжениями растяжения. В более позднем отчете Пехманн и Мелош (1979, стр. 243) заявили, что «северо-восточные и северо-западные направления в полярных регионах становятся почти северо-западными».

Северо-западная составляющая постулируемой глобальной сетки разломов заметно отсутствует в регионе Borealis. Однако уступы и впадины северо-восточного простирания заметны на материале межкратерных равнин и в кратерном заполнении (гладкий равнинный материал) между меридианами 155 ° и 185 °, а также от кратера Ван Дейк на север до кратера Перселл и за его пределами. Уступы имеют тенденцию быть прямыми в материале межкратерных равнин, но становятся заметно лопастными в заполнении кратеров (например, в пределах Сайкаку ). Этот набор уступов и впадин северо-восточного простирания, а также другой набор уступов и впадин северного простирания внутри и к северу от кратера Ван Дейк, вероятно, следуют за зонами структурной слабости ртутной коры. Древние трещины, которые реактивировались в результате более поздних ударов, возможно, сначала послужили каналами для заполнения кратера (гладкий равнинный материал), а затем распространились вверх через заполнение. Нельзя с уверенностью утверждать, что эти хребты, уступы и впадины являются частями глобальной сети разломов из-за их близости к терминатору и отсутствия фотографического покрытия за пределами меридиана 190°. Некоторые уступы, вероятно, образовались в результате обычных разломов гладкого равнинного материала, покрывающего дно некоторых кратеров, как в Четырехугольник Койпера (Скотт и др., 1980). Однако мы не можем определить, являются ли большинство линеаментов внутренними или являются частями нарушенных и линейчатых фаций, связанных с близлежащим, но не сфотографированным импактным бассейном. Мелош (1977) предсказал, что нормальные разломы восточного простирания будут формироваться в высоких широтах Меркурия в результате небольшого сокращения земной коры. Предсказанные им разломы могут быть представлены уступом, простирающимся в основном с востока на северо-восток, и линеаментом, который пересекает материал промежуточных равнин и кратер Йокай между меридианами 125 ° и 155 °. Северный полюс находится слишком близко к терминатору, чтобы обнаружить наличие или отсутствие «многоугольного расположения без предпочтительной ориентации», как предсказывали Мелош и Дзурисин (1978, стр. 233).

Дугообразные и радиальные линеаменты, которые могут возникнуть в результате тектонических изменений коры Меркурия после раскопок очень крупных многокольцевых ударных бассейнов, таких как тот, который постулируется под Borealis Planitia. (Boyce, Grolier, 1977), не были однозначно идентифицированы в районе Borealis. С одной стороны, некоторые гребни на поверхности гладкого равнинного материала Borealis Planitia могут иметь структурное (внутреннее) происхождение; этот тип хребта в других местах Меркурия приписывается сжатию и небольшому укорочению коры. (Мелош, 1977; Мелош, Дзурисин, 1978). С другой стороны, морщинообразный извилистый хребет вдоль северо-восточной границы котловины Гете вместе с обращенными наружу концентрическими уступами по ее периферии могут представлять собой фронты лавовых потоков, связанных с развитием структурного рва между котловиной. заливка и стена. Последняя интерпретация поддерживает точку зрения, согласно которой ударные кратеры и бассейны на Меркурии, как и на Луне (Шульц, 1977) и Марсе, «играли доминирующую роль в контроле поверхностного проявления вулканической активности» (Шульц и Гликен, 1979, с. 8033). Медленная, длительная изостатическая корректировка дна бассейна могла продолжаться и после формирования заполнения бассейна, структурная ситуация аналогична ситуации в кратере Посидоний на Луне (Шабер и др., 1977, Шульц, 1977).

Однако в Borealis Planitia большинство хребтов имеют внешнее происхождение. Похоже, что они либо очерчивают гребни по краям расположенных ниже кратеров-призраков, слегка прикрытых гладким равнинным материалом, либо представляют собой фронты потоков лавы. На карте показаны гребни краев 20 кратеров-призраков диаметром от 40 до 160 км, погребенных под гладким равнинным материалом Borealis Planitia, материал которого по протяженности совпадает с насыпью, покрывающей дно бассейна Гете. Кроме того, выбросы кратера Депре простираются более чем на 40 км на восток за круглый уступ, который может представлять собой гребень погребенного кратера диаметром 170 км (FDS 156, 160) или, что более вероятно, фронт лавовых потоков. Размер и плотность этих кратеров-призраков позволяют предположить, что до появления гладкого равнинного материала первоначальная сильно кратерированная поверхность Borealis Planitia (которая, возможно, была кратерным дном очень большого многокольцевого ударного бассейна) и кратерированное дно Гете Бассейны по составу и возрасту были аналогичны материалу межкратерных равнин высокогорья на западе. Многие уступы в Borealis Planitia субконцентричны краю бассейна Гете и имеют более крутые склоны, обращенные от него, что позволяет предположить, что они представляют собой фронты потоков лавы, которые вновь подняли на поверхность обширные области сильно кратерированной местности (межкратерный или более древний равнинный материал).

Геологическая история

Мюррей и другие (1975) постулировали пять периодов, составляющих историю поверхности Меркурия: (1) аккреция и дифференциация; (2) терминальная бомбардировка; (3) образование бассейна Калорис; (4) затопление этого бассейна и других территорий; и (5) легкие кратеры на гладких равнинах. Только периоды, следующие за аккрецией, можно напрямую интерпретировать в пределах региона Borealis.

Материал межкратерных равнин, который может представлять собой переработанную и смешанную совокупность ударных и вулканических отложений, внедрялся в течение длительного периода, который длился после создания бассейна Гете и многих более мелких бассейнов и кратеров. Уступы и впадины, проходящие через материал межкратерных равнин, могут указывать на ранний эпизод сжатия, который последовал за еще более ранним расширением и дифференциацией коры. Размер и плотность кратеров-призраков, которые можно обнаружить под гладким равнинным материалом внутри бассейна Гете, указывают на первоначальное дно бассейна, сильно измененное образованием кратеров и размещением межкратерных материалов до размещения промежуточных и гладких равнинных материалов. Таким образом, эта интерпретация предполагает, что формирование бассейна Гете предшествовало или произошло вскоре после того, как началось внедрение материала межкратерных равнин. Относительное сходство альбедо меркурианских равнин, независимо от того, образованы ли они из межкратерных, промежуточных или гладких равнинных материалов, также предполагает сходство в химическом составе и, возможно, в способе размещения материалов равнин. Однако высокая плотность кратеров в материалах между кратерами и промежуточными равнинами делает вероятным, что исходные типы пород этих двух толщ (будь то базальт , ударный расплав или ударная брекчия ) были значительно изменены дальнейшей брекчией после внедрения.

Бассейн Гете значительно старше бассейна Калорис. Замещение гладкого равнинного материала Borealis Planitia в течение нескольких или многих эпизодов привело к обновлению и сглаживанию исходного материала бассейна Гете и его окрестностей на сотни километров.

Поверхность Меркурия достигла своей современной конфигурации несколько миллиардов лет назад (Соломон, 1978). С тех пор он лишь незначительно изменился из-за ударных кратеров, которые повсеместно накладываются на все другие отложения. Обобщенные изложения истории Меркурия были даны Гестом и О'Доннеллом (1977), Дэвисом и другими. и Стром.

Источники

• Гролье, Морис Дж.; Джозеф М. Бойс (1984). «Геологическая карта Северного региона (H-1) Меркурия» (PDF) . Подготовлено для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Министерством внутренних дел США, Геологической службой США (опубликовано в печатном виде под названием Карта серии различных исследований Геологической службы США (USGS) I–1660, как часть Атласа Меркурия, геологическая серия 1:5 000 000. Печатная версия доступна продается в Геологической службе США, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)

Библиография

• Бойс Дж. М., Дайал А. Л. и Масурский Гарольд, 1976, Оптимальный угол солнца для получения фотографий особенностей марсианской поверхности с орбиты: Отчет Межведомственного агентства Геологической службы США: Астрогеология 78, 8 стр.
• Бойс, Дж. М., и Гролье, М. Дж., 1977, Геология четырехугольника Меркурия Гете (Hl), в Арвидсоне, Раймонде и Вахманне, Рассел, ред., Отчеты программы планетарной геологии, 1976–1977: Национальная аэронавтика и космос. Технический меморандум администрации X-3511, стр. 237.
• Цинтала, М.Дж., Вуд, Калифорния, и Хед, Дж.В., 1977, Влияние характеристик цели на морфологию свежего кратера: Предварительные результаты для Луны и Меркурия: Лунная научная конференция, 8-я, Хьюстон, 1977, Материалы, стр. 3409–3425, 4 рис., 3 таблицы.
• Коломбо, Джузеппе, 1965, Период вращения планеты Меркурий: Природа , т. 208, вып. 5010, с. 575.
• Коломбо, Джузеппе и Шапиро, II, 1966, Вращение планеты Меркурий: Астрофизический журнал , т. 145, с. 296–307.
• Де Хон Р.А., Скотт Д.Х. и Андервуд-младший, 1981, Геологическая карта четырехугольника Койпера на Меркурии; Карта I-1233 серии различных исследований Геологической службы США, масштаб 1:5 000 000.
• Дзурисин, Дэниел, 1978, Тектоническая и вулканическая история Меркурия, сделанная на основе исследований уступов, хребтов, впадин и других линеаментов: Журнал геофизических исследований , т. 83, вып. Б10, с. 4883–4906.
• Гест, Дж. Э., и Грили, Рональд, 1983, Геологическая карта Шекспировского четырехугольника Меркурия: Карта серии различных исследований Геологической службы США I-1408, масштаб 1:5 000 000.
• Гест, Дж. Э., и О'Доннелл, В. П., 1977, История поверхности Меркурия: обзор: Перспективы в астрономии , т. 20, с. 273–300.
• Хапке, Брюс, 1977, Интерпретации оптических наблюдений Меркурия и Луны: физика Земли и недр планет , т. 15, с. 264–274.
• 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, с. 2431–2443 гг.
• Хартманн В.К., 1966, Ранние лунные кратеры: Икар , т. 5, № 4, с. 406–418.
• Хартманн, В.К., 1967, Подсчет лунных кратеров, III: Пост-Маре и «Архимедовы» варианты: Лунная и Планетарная лаборатория, Сообщение №. 116, т. 7, пт. 3, с. 125–129.
• Клаасен, К.П., 1976, Ось и период вращения Меркурия: Икар , т. 28, вып. 4, с. 469–478.
• Малин, М.К., и Дзурисин, Дэниел, 1977, Деградация формы рельефа на Меркурии, Луне и Марсе: данные о соотношении глубины и диаметра кратеров: Журнал геофизических исследований , т. 82, вып. 2, с. 376–388, 7 рис., 7 таблиц.
• Малин, М.К., и Дзурисин, Дэниел, 1978, Модификация форм рельефа свежих кратеров: данные Луны и Меркурия: Журнал геофизических исследований , т. 83, вып. Бл, с. 233–243.
• Масурский, Гарольд, Колтон, Г.В., и Эль-Баз, Фарук, ред., 1978, Аполлон над Луной: вид с орбиты : Специальная публикация Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства 362, 255 стр.
• МакКоли Дж. Ф., Гест Дж. Э., Шабер Г. Г., Траск Н. Дж. и Грили Рональд, 1981, Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий: Икар , т. 47, вып. 2, с. 184–202.
• Макгилл, Дж. Э., и Кинг, Э. А., 1983, Геологическая карта четырехугольника Меркурия Виктория: Карта серии различных исследований Геологической службы США I-1409, масштаб 1:5 000 000.
• Мелош, Х.Дж., 1977, Глобальная тектоника заброшенной планеты: Икар , т. 31, вып. 2, с. 221–243.
• Мелош, Х.Дж., и Дзурисин, Дэниел, 1978, Глобальная тектоника Меркурия: следствие приливного падения?: Икар , т. 35, вып. 2, с. 227–236.
• Мюррей, Британская Колумбия, Белтон, Дж.Дж.С., Дэниелсон, Дж.Э., Дэвис, М.Э., Голт, Д.Э., Хапке, Брюс, О'Лири, Брайан, Стром, Р.Г., Суоми, Вернер и Траск, Ньюэлл, 1974, Поверхность Меркурия: предварительное описание и интерпретация фотографий Mariner 10 : Science , т. 185, вып. 4146, с. 169–179.
• Мюррей, Британская Колумбия, Малин, MC, и Грили, Рональд, 1981, Планеты земного типа: Сан-Франциско, WH Freeman and Co., 387p.
• Мюррей, Б.К., Стром, Р.Г., Траск, Нью-Джерси, и Голт, Д.Э., 1975, История поверхности Меркурия: последствия для планет земной группы: Журнал геофизических исследований , т. 80, вып. 17, с. 2508–2514.
• Пехманн, Дж.Б., и Мелош, Х.Дж., 1979. Глобальные модели разрушения раскрученной планеты: Приложение к Меркурию: Икар , т. 38, вып. 2, с. 243–250.
• Шабер. Г.Г., Бойс, Дж.М., Траск, Нью-Джерси, 1977, Луна-Меркурий: Крупные ударные структуры, изостатия, средняя вязкость земной коры: Физика Земли и недр планет , т. 15, №№. 2–3, с. 189–201.
• Шабер Г.Г. и МакКоли Дж.Ф., 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.
• Шульц П.Х. и Гикен Гарри, 1979, Контроль ударных кратеров и бассейнов вулканических процессов на Марсе: Журнал геофизических исследований , т. 84, вып. Б14, с. 8033–8047.
• Скотт, Д.Х., 1972, Геологическая карта четырехугольника Луны Мауролик: Карта различных исследований Геологической службы США I-695, масштаб 1:1 000 000.
• Скотт, Д.Х., Андервуд, младший, и Де Хон, Р.А., 1980, Нормальные разломы на Меркурии: пример в четырехугольнике Койпера, в Отчетах о планетарных программах, 1979–1980: Технический меморандум 81776 Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства, стр. . 28–30.
• Смит, Э.И., и Хартнелл, Дж.А., 1978, Профили формы кратеров для Луны и Меркурия: эффекты рельефа и межпланетные сравнения: Луна и планеты , т. 19, с. 479–511, 17 рис., 3 таблицы, приложения.
• Содерблом, Л.А., и Бойс, Дж.М., 1972, Относительный возраст некоторых ближних и дальних земных равнин на основе метрической фотографии Аполлона-16: Предварительный отчет Аполлона-16: Специальная публикация 315 Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства, стр. 29,3–29,6.
• Соломон, С.К., 1978, О вулканизме и термической тектонике на одноплитных планетах: Письма о геофизических исследованиях , т. 5, вып. 6, с. 461–464, 3 рис.
• Стром, Р.Г., 1977, Происхождение и относительный возраст лунных и меркурианских межкратерных равнин: Физика Земли и недр планет , т. 15, №№. 2–3, с. 156–172.
• Стюарт-Александер, Д.Э., и Вильгельмс, Д.Э., 1975, Нектаровая система: новая лунно-стратиграфическая единица: Исследовательский журнал Геологической службы США , т. 3, вып. 1, с. 53–58.
• Вильгельмс, Д.Э., и Эль-Баз, Фарук, 1977, Геологическая карта восточной стороны Луны: Серия различных исследований Геологической службы США. Карта I-948, масштаб 1:5 000 000.
• Вильгельмс Д.Э. и МакКоли Дж.Ф., 1971, Геологическая карта ближней стороны Луны: Карта различных геологических исследований Геологической службы США I-1703, масштаб 1:5 000 000.
• Вуд, Калифорния, и Хед, Дж. У., 1976, Сравнение ударных бассейнов на Меркурии, Марсе и Луне: Лунная научная конференция, 7-я, Хьюстон, 1977, Proeedings, стр. 3629–3651.
• Вуд, Дж.А., Дики, Дж.С., Марвин, У.Б. и Пауэлл, Б.Н., 1970, Лунные анортозиты и геофизическая модель Луны: Лунная научная конференция Аполлона-11, Хьюстон, 1970, Труды, т. 1, с. 965–988.