Толстой четырехугольник
Четырехугольник на Меркурии
Четырехугольник Толстого, изображенный космическим аппаратом MESSENGER
Фотомозаика Маринер 10
На переднем плане показана часть восточного Толстого квадрата, включая кратеры Зеами , Софокл и Гойя .

Квадраугольник Толстого в экваториальной области Меркурия простирается от 144 до 216° долготы и от -25 до 25° широты. Он был предварительно назван «Тир», но переименован в честь Льва Толстого Международным астрономическим союзом в 1976 году. [1] Также называется Фаэтонтий.

Он содержит южную часть Caloris Planitia , которая является крупнейшим и наиболее хорошо сохранившимся бассейном, увиденным Mariner 10. Этот бассейн, диаметром около 1550 км, [2] окружен прерывистым кольцом изверженных отложений Caloris Group, которые затоплены и покрыты широкими пространствами гладких равнин. Юго-восточная половина четырехугольника занята древними кратерными отложениями, невзрачными холмистыми равнинными материалами между отдельными кратерами и изолированными участками невзрачных равнин. Древний и деградировавший многокольцевой бассейн Tolstoj , диаметром около 350 км, находится в юго-центральной части четырехугольника. Большой, хорошо сохранившийся кратер Моцарт (диаметром 285 км) является заметной особенностью в западной части области; его обширное покрытие изверженных пород и вторичное кратерное поле накладываются на гладкие равнины Tir Planitia .

Особенности Solitudo Neptunii и Solitudo Helii с низким альбедо , взятые из телескопических карт, по-видимому, связаны с гладким равнинным материалом, окружающим Калорис; третья особенность с низким альбедо, Solitudo Maiae , по-видимому, связана с котловиной Толстого . [3]

Период вращения Меркурия 58,64 дня находится в резонансе на две трети с его орбитальным периодом 87,97 дня. Поэтому на его экваторе долготы 0° и 180° являются подсолнечными точками («горячими полюсами») вблизи поочередного прохождения перигелия . [4] «Горячий полюс» в 180° лежит в пределах четырехугольника Толстого; в перигелии экваториальные температуры колеблются от примерно 100 К в местную полночь до 700 К в местный полдень. Этот суточный диапазон в 600 К больше, чем у любого другого тела в Солнечной системе. [4]

Фотографическое покрытие Mariner 10 было доступно только для восточных двух третей квадрата Толстого. Космический аппарат MESSENGER , который вращался вокруг Меркурия с 2008 по 2015 год, составил карту планеты целиком с гораздо более высоким разрешением и в большем количестве длин волн света, чем Mariner 10. Он получил топографические, отражательные, магнитные, гравитационные и другие типы геофизических данных с орбиты в дополнение к фотографиям.

Четырехугольник Эминеску находится к западу от четырехугольника Толстого, а четырехугольник Бетховена — к востоку. Четырехугольник Радитлади и четырехугольник Шекспира — к северо-западу и северо-востоку, а четырехугольник Неруды и четырехугольник Микеланджело — к юго-западу и юго-востоку.

Стратиграфия

Старые равнинные материалы

Холмистые и холмистые равнины, которые лежат между крупными кратерами в юго-восточной части четырехугольника, составляют старейшую узнаваемую единицу карты, материал межкратерных равнин. Первоначально равнины были описаны как межкратерные Траском и Гестом [5], которые отметили их ровный и слегка холмистый вид и общее отсутствие четко определенных кратеров диаметром более 50 км. Малин [6] показал, что равнины содержат сильно эродированные остатки крупных кратеров и бассейнов, которые представляют собой лишь очень неглубокие круглые впадины. Однако эти межкратерные равнины отмечены очень высокой плотностью наложенных друг на друга кратеров, которые являются небольшими (диаметром 5–10 км), удлиненными, неглубокими и, вероятно, вторичными по отношению к многочисленным крупным кратерам, наложенным на равнины. Наложение кратерных выбросов на части межкратерных равнин в других областях указывает на то, что некоторые крупные кратеры образовались в ранее существовавшем подразделении межкратерных равнин. С другой стороны, материал межкратерных равнин частично датируется позднее некоторых крупных событий кратерообразования на Меркурии, согласно очевидным отношениям суперпозиции. [6] [7] В частности, подразделение, по-видимому, перекрывает всю северо-западную сторону бассейна Толстой, что указывает на то, что межкратерные равнины в этом регионе, вероятно, не представляют собой остатки изначальной поверхности планеты. Поэтому предполагается сложная история образования одновременных кратеров и равнин. Подробное обсуждение происхождения межкратерных равнин на Луне и Меркурии было дано Штромом. [8]

Участки менее кратерированных, более гладких, менее холмистых равнин встречаются по всему четырехугольнику, но их распознавание сильно зависит от разрешения и освещения отдельных кадров Mariner 10. Поэтому, поскольку их распределение сейчас невозможно точно отобразить на карте, многие из этих участков включены в материал гладких равнин. Определенные участки этих промежуточных равнин, где они явно более грубые и, возможно, более старые, нанесены на карту как материал промежуточных равнин. Эти участки встречаются в основном на дне древних кратеров и отличаются немного большей плотностью мелких кратеров и меньшей частотой мелких кратеров с ярким гало, чем на материале гладких равнин. Наличие равнин, промежуточных по шероховатости и плотности кратеров между старейшими равнинами и равнинами после Калориса, предполагает, что формирование равнин было более или менее непрерывным процессом, который охватывал большую часть ранней геологической истории Меркурия.

Материалы для раковины

Удар, который создал Толстойский бассейн, произошел очень рано в истории четырехугольника. Два неровных, прерывистых кольца диаметром примерно 356 км и 510 км охватывают структуру, но слабо развиты на ее северной и северо-восточной сторонах; третье частичное кольцо диаметром 466 км находится на ее юго-восточной стороне. Рассеянные пятна материала темного альбедо лежат за пределами самого внутреннего кольца. Центральная часть бассейна покрыта гладким равнинным материалом. Хапке и другие [9] предположили, что материалы темного альбедо, связанные с окраинами Толстого бассейна, отчетливо более синие, чем окружающая местность, тогда как равнины, заполняющие внутреннюю часть, отчетливо более красные.

Несмотря на большой возраст Толстого и его залив древними межкратерными равнинами, он сохраняет обширный и замечательно хорошо сохранившийся, радиально линейный слой выброса вокруг двух третей своей окружности. Выброс, как правило, глыбовый и только слабо линейный между внутренним и внешним кольцами. Радиальные линии с легким закрученным рисунком лучше всего видны на юго-западной стороне Толстого. Необычный прямолинейный рисунок карты выброса предполагает: (1) контроль рисунка выброса предбассейновыми структурами, (2) предпочтительное захоронение вдоль структурных тенденций изначально симметричного слоя выброса материалом межкратерных равнин или (3) формирование Толстого косым ударом с северо-запада, который создал слой выброса с двусторонней симметрией и небольшим или нулевым восходящим диапазоном отложений. Анализ стереофотографии выброса Толстого к северо-востоку от кратера предполагает, что это отложение было поднято на более высокую высоту относительно окружающих равнин.

Группа Калорис

Бассейн Калорис особенно важен со стратиграфической точки зрения. Подобно бассейнам Имбриум и Ориентале на Луне, он окружен обширным и хорошо сохранившимся слоем выбросов. [5] [7] [10] Как и на Луне, где выбросы из лучше сохранившихся бассейнов использовались для построения стратиграфии, выбросы из бассейна Калорис также могут использоваться в качестве маркерного горизонта . Эти выбросы узнаваемы на расстоянии примерно одного диаметра бассейна в квадрате Толстого и соседнем квадрате Шекспира на севере. Несомненно, выбросы также влияют на большую часть пока еще не обнаруженной местности на западе. Макколи провел стратиграфическое и структурное сравнение между бассейнами Ориентале и Калорис. [11] Макколи и другие [12] предложили формальную стратиграфию горных пород для бассейна Калорис, которую мы приняли на настоящей карте. Эта стратиграфия создана по образцу той, которая использовалась в и вокруг Восточного бассейна на Луне [13] и должна помочь в будущем распознавании событий до и после Калорис на обширном пространстве поверхности Меркурия. Хронологии деградации кратеров, такие как модифицированная из Траска [12], и корреляции между равнинными единицами на основе частоты кратеров могут помочь в привязке большей части оставшейся поверхности Меркурия к событию Калорис.

В отличие от стратиграфии Шумейкера и Хэкмена, связанной с Имбрием, [14] , разработанная для Меркурия, является стратиграфией горных пород, а не времени. Она признает существование упорядоченной, по сути, изохронной последовательности картируемых единиц вокруг Калориса, которые по характеру похожи на те, которые распознаются вокруг лучше сохранившихся ударных бассейнов Луны, таких как Восточный, Имбриум и Нектарис .

Более молодые равнинные материалы

Материал равнин дна Caloris представляет собой особую проблему и не включен в группу Caloris. Равнины имеют некоторые общие черты с формацией Маундер в дне Orientale на Луне [11] [13], но не показывают радиальных и окружных хребтов, характерных для Маундера, которые привели к его интерпретации как единицы дна бассейна. Равнины дна Caloris имеют более открытую, более грубую структуру трещин, чем Маундер. Кроме того, хребты Caloris и трещины, пересекающие их, имеют грубую ромбическую структуру, что привело Штрома и других [10] к выводу, что материалы равнин опустились, а затем были плавно подняты, образовав наблюдаемые открытые трещины растяжения. Хребты в дне Caloris не имеют зубчатых гребней, которые обычны для лунных хребтов. Независимо от происхождения и тектонической истории этих равнин, кажется очевидным, что они представляют собой глубокое заполнение бассейна, которое скрывает первоначальное дно бассейна Caloris.

Самый большой участок гладкого равнинного материала окружает бассейн Калорис — в основном в равнинах Тир и Будх — но множество более мелких участков встречаются на дне кратеров и в других топографических углублениях в пределах сильно кратерированной местности в юго-восточной части четырехугольника. Равнины характеризуются относительно редкой плотностью кратеров и обилием морщинистых хребтов типа моря ; отношения перекрытия указывают на то, что равнины моложе, чем более густо кратерированные единицы. Равнины также заливают формацию Калорис и в частности объясняют скелетный рисунок карты формации Ван Эйка. Повсеместное распространение гладких равнин в топографически низких регионах подтверждает гипотезу о том, что эти материалы отлагались в жидком или полужидком состоянии в виде выбросов бассейна или вулканических потоков. Считается, что равнины немного моложе, но близки к тому же возрасту, что и материалы бассейна Калорис; [5] таким образом, части равнин, вероятно, являются выбросами Caloris, либо ударным расплавом, либо очень жидкими обломочными потоками. На гладких равнинах не обнаружено никаких очевидных вторичных кратеров Caloris. Наличие больших участков гладких равнин на дне бассейна Толстого и в нерегулярных впадинах в крайней юго-восточной части карты указывает на то, что по крайней мере некоторые из этих материалов могут быть вулканическими. [15] Однако отсутствие недвусмысленных фронтов лавовых потоков и четко определенных вулканических жерл, таких как у лунных морей, не позволяет сделать однозначный вывод относительно вулканического происхождения.

Небольшие участки очень гладкого равнинного материала встречаются на дне многих самых молодых кратеров. Участки могут состоять из отката и ударного расплава, связанного с образованием отдельных кратеров, и поэтому могут не представлять собой вулканическое заполнение поздней стадии или вулканическую модификацию более молодых меркурианских кратеров. Шульц [15] предположил, что различия в составе или эндогенная модификация являются возможными причинами цветовых контрастов между областями дна, стен и краев кратеров с темным гало Зеами (диаметр 129 км), Тьягараджа (диаметр 97 км) и Бальзак (диаметр 67 км). Темные выбросы и равнины дна этих кратеров отчетливо краснее окружающих равнин, тогда как их аномально яркие участки дна, центральные пики и области стен отчетливо синие. Ни один из этих кратеров с темным гало не имеет связанных с ними ярких лучей , хотя вторичные кратеры хорошо сохранились. Хапке и другие обсуждали композиционные последствия контрастных цветовых различий для материалов меркурианских кратеров и равнин. [9] Яркие, голубоватые области в этих кратерах теперь известны как впадины . [16]

Структура

Циркумбассейновые уступы вокруг Caloris, Tolstoj и Mozart являются наиболее заметными структурными особенностями в четырехугольнике. Главный уступ Caloris Montes, как полагают, приближается к краю бассейна раскопок Caloris и, вероятно, является структурным и стратиграфическим аналогом уступа Montes Rook вокруг Orientale Basin на Луне. [11] Смягченный внешний уступ присутствует вокруг большей части видимой части Caloris, лучше видимый в четырехугольнике Shakespeare на севере. Этот уступ в целом совпадает с переходом между массивами формации Caloris Montes и линейными фациями формации Van Eyck. Примерно прямолинейные очертания массивов в Caloris Montes предполагают структурный контроль предбассейновой картины трещин. Гораздо более низкий, прерывистый внешний уступ считается слабым эквивалентом уступа Montes Cordillera вокруг Orientale. Как и Кордильеры, он, вероятно, лежит за пределами кратера раскопок. Его слабое развитие и расположение гораздо ближе к краю бассейна могут быть обусловлены большей ртутной гравитацией, как описано Голтом и другими. [17] Формация Ван Эйк характеризуется обширной радиальной системой хребтов и долин с небольшими концентрическими уступами и линеаментами. Эти особенности рассматриваются по большей части как борозды и осадочные плюмы от вторичного кратерообразования в пределах Ван Эйк; однако, удивительно прямые хребты и крутые стены предполагают формирование путем трещин.

Только небольшая часть хребта и системы трещин, характеризующих дно Калориса, находится в пределах четырехугольника. Хребты на дне Калориса, которые похожи на те, что находятся на гладких равнинах, не кажутся такими сложными, как лунные морские хребты, и прорезаны многочисленными открытыми грабеноподобными расщелинами. Эта область и ее антипод в четырехугольнике Дискавери являются единственными двумя на Меркурии, где теперь можно увидеть, что силы натяжения сформировали поверхность. [10]

Бассейн Толстой охватывает части по крайней мере трех неровных и прерывистых обращенных внутрь уступов. Линейные выбросы лучше всего развиты вблизи и за пределами внешнего уступа, тогда как глыбовые материалы встречаются между внутренними и внешними уступами. Эти соотношения похожи на те, что существуют вокруг Калориса, хотя Толстой меньше половины его размера и гораздо сильнее деградировал из-за более позднего ударного кратерирования.

Резкость единственного гребня-уступа Моцарта отражает молодость (моложе гладких равнин) этого крупного удара. Положение Моцарта на западном терминаторе данных изображения Mariner 10 исключает видимость его дна и, таким образом, скрывает любые свидетельства возможного центрального поднятия или внутреннего структурного кольца.

Лопастные уступы или хребты, которые лучше всего видны в гладком материале равнин и локально различаются в материале межкратерных равнин, обычно крутые с одной стороны и плавно опускающиеся с другой. Некоторые, как хребты лунных морей, по-видимому, отмечают очертания нижележащих кратеров. Большинство исследователей, в частности Штром и другие, [10] Мелош [18] и Мелош и Дзурисин [19] , приписывают эти хребты сжатию и небольшому сокращению коры Меркурия после формирования большей части современной поверхности. Некоторые хребты, однако, могут представлять собой фронты потока, но их предполагаемая высота в несколько сотен метров потребовала бы образования чрезвычайно вязкими лавами.

Многочисленные слабые линеаменты видны внутри четырехугольника, особенно в области между котловиной Толстой и большим кратером Зеами на северо-востоке. Многие из этих линеаментов могут быть слабыми вторичными кратерными цепями или выбоинами; другие могут представлять собой следы предковой структурной модели, которая частично контролировала выемку кратеров и котловины. Линеаменты могли быть улучшены или сохранены мягким поднятием этого региона выброса Толстой, обсуждавшегося выше. Самый большой линеамент, который отмечает северо-западную границу узнаваемого выброса Толстой, представляет собой сглаженный уступ длиной около 450 км. Омоложение более ранних разломов или трещин последующими ударами, вероятно, происходило на протяжении всей истории планеты. Таким образом, за исключением дольчатых компрессионных уступов, трудно отделить внутренние структуры от структур сложной истории ударов Меркурия. Однако азимутальные тренды всех линеаментов, отображенных в пределах четырехугольника, в основном северо-западные (315°) и северо-восточные (35°–40°). Также наблюдается небольшой, почти северо-южный тренд. Эта ситуация напоминает так называемую лунную сетку на Луне, которую обычно приписывают внутренним причинам планетарного масштаба.

Геологическая история

Интерпретируемая геологическая история в пределах четырехугольника Толстой начинается с периода формирования межкратерных равнин, которые сохранялись до момента падения астероида, создавшего котловину Толстой. После этого события наступил период лишь немного менее интенсивной бомбардировки. За этим периодом последовало падение астероида, создавшего котловину Калорис, и отложения группы Калорис. Хотя промежуточные равнины были заново покрыты во время падения Калорис, их формирование фактически продолжалось с конца периода формирования межкратерных равнин до конца формирования кратеров c3. Примерно в то время, когда формировались последние кратеры c3 и первые кратеры c4, верхняя поверхность гладких равнин и равнин дна Калорис была размещена. Часть материалов гладких равнин и равнин дна Калорис могла быть отложена во время или сразу после события Калорис.

После образования большинства гладких равнин некоторые поздние кратеры c3 и все кратеры c4 и c5, включая большой кратер Моцарт, наложились на все предыдущие отложения. Узнаваемая геологическая история четырехугольника заканчивается этими событиями, вероятно, несколько миллиардов лет назад. Краткое изложение обобщенной геологической истории Меркурия было дано Гестом и О'Доннеллом [7] и Дэвисом и другими. [4]

Ссылки

  1. ↑ Международный астрономический союз, Комиссия 16, 1977, Физическое исследование планет и спутников, в Трудах 16-й Генеральной Ассамблеи 1976 г., Труды Международного астрономического союза, т. 16B, стр. 325, 331–336, 355–362.
  2. ↑ Шига, Дэвид (30 января 2008 г.). «На поверхности Меркурия обнаружен странный шрам от паука». Служба новостей NewScientist.com.
  3. ^ О местоположении особенностей альбедо см. Davies, ME; Dwornik, SE; Gault, DE; Strom, RG (1978). Атлас Меркурия . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. стр. 15. ISBN 978-1-114-27448-8. Специальная публикация SP-423.
  4. ^ abc Дэвис, ME; Дворник, SE; Голт, DE; Стром, RG (1978). Атлас Меркурия . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. С.  1– 128. ISBN 978-1-114-27448-8. Специальная публикация SP-423.
  5. ^ abc Trask, NJ; Guest, JE (1975). «Предварительная геологическая карта рельефа Меркурия». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2461– 2477. doi :10.1029/jb080i017p02461.
  6. ^ ab Malin, MC (1976). «Наблюдения за межкратерными равнинами на Меркурии». Geophysical Research Letters . 3 (10): 581– 584. Bibcode : 1976GeoRL...3..581M. doi : 10.1029/GL003i010p00581.
  7. ^ abc Guest, JE; O'Donnell, WP (1977). "История поверхности Меркурия: обзор". Vistas in Astronomy . 20 (2): 273– 300. Bibcode : 1977VA.....20..273G. doi : 10.1016/0083-6656(77)90006-X.
  8. ^ Strom, RG, 1977, Происхождение и относительный возраст лунных и меркурианских межкратерных равнин: Физика Земли и недр планет , т. 15, № 2–3, стр. 156–172.
  9. ^ ab Hapke, Bruce; Danielson, GE Jr; Klaasen, Kenneth; Wilson, Lionel (1975). «Фотометрические наблюдения Меркурия с Mariner 10». Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2431– 2443. Bibcode : 1975JGR....80.2431H. doi : 10.1029/JB080i017p02431.
  10. ^ abcd Strom, RG; Trask, NJ; Guest, JE (1975). «Тектонизм и вулканизм на Меркурии». Журнал геофизических исследований . 80 (17): 2478– 2507. doi :10.1029/jb080i017p02478.
  11. ^ abc McCauley, JF (1977). "Orientale and Caloris". Physics of the Earth and Planetary Interiors . 15 ( 2– 3): 220– 250. Bibcode :1977PEPI...15..220M. doi :10.1016/0031-9201(77)90033-4.
  12. ^ ab McCauley, JF; Guest, JE; Schaber, GG; Trask, NJ; Greeley, Ronald (1980). «Стратиграфия бассейна Калорис, Меркурий». Icarus . 47 (2): 184– 202. Bibcode :1981Icar...47..184M. doi :10.1016/0019-1035(81)90166-4.
  13. ^ Скотт, Д. Х., Макколи, Дж. Ф. и Уэст, М. Н., 1977, Геологическая карта западной стороны Луны: Серия различных исследований Геологической службы США, карта I-1034, масштаб 1:5 000 000.
  14. ↑ Шумейкер, Э. М. и Хэкман, Р. Дж., 1962, Стратиграфическая основа лунной шкалы времени, в книге Копала, Зденека и Михайлова, З. К., ред., Луна: Симпозиум Международного астрономического союза, 14-й, Ленинград, СССР, 1960: Лондон, Academic Press, стр. 289–300.
  15. ^ ab Schultz, PH, 1977, Эндогенная модификация ударных кратеров на Меркурии: физика Земли и недр планет, т. 15, № 2–3, стр. 202–219.
  16. ^ Blewett, DT, Ernst, CM, Murchie, SL и Vilas, F., 2018. Mercury's Hollows. В Mercury: The View After MESSENGER под редакцией Sean C. Solomon, Larry R. Nittler и Brian J. Anderson. Cambridge Planetary Science. Глава 12.
  17. ^ Gault, DE; Guest, JE; Murray, JB; Dzurisin, D.; Malin, MC (1975). «Некоторые сравнения ударных кратеров на Меркурии и Луне». Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2444– 2460. doi :10.1029/jb080i017p02444.
  18. ^ Мелош, Х. Дж., 1977, Глобальная тектоника планеты, прекратившей свое существование: Икар, т. 31, стр. 221–243.
  19. ^ Мелош, Х. Дж. и Дзурисин, Дэниел, 1978, Глобальная тектоника Меркурия: следствие приливного деспиннинга?: Икар, т. 35, стр. 227–236.

Источники

  • Шабер, Джеральд Г.; Джон Ф. Макколи (1980). «Геологическая карта Толстого (H-8) четырехугольника Меркурия» (PDF) .Подготовлено для Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства Министерством внутренних дел США, Геологической службой США. Опубликовано в печатном виде как USGS Miscellaneous Investigations Series Map I–1199, как часть Атласа Меркурия, 1:5 000 000 Geologic Series. (Печатный вариант доступен для продажи в Геологической службе США, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)
  • Четырехугольные карты Толстого
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Толстой_четырехугольник&oldid=1244947772"