El cuadrilátero de Bach abarca la parte del polo sur de Mercurio hacia el polo de latitud 65 ° S. Lleva el nombre del compositor barroco Johann Sebastian Bach (1685-1750). [ no verificado en el cuerpo ]
Fotografía Mariner 10
Aproximadamente la mitad de la región estaba más allá del terminador durante los tres encuentros del Mariner 10 y, por lo tanto, no era visible. Toda el área cartografiada fue cubierta por fotografías casi verticales del segundo encuentro, y la parte este, desde la longitud de 15 ° hasta aproximadamente 110 °, fue cubierta por fotografías oblicuas del primer encuentro. No se adquirieron imágenes del tercer encuentro. Toda el área visible se puede ver estereoscópicamente combinando imágenes del primer y segundo encuentro tomadas en diferentes ángulos de visión o combinando imágenes del segundo encuentro de la misma área tomadas en diferentes ángulos de visión. Estas combinaciones proporcionaron un excelente control cualitativo del relieve topográfico y una buena base fotogramétrica cuantitativa. Sin embargo, los ángulos de elevación del sol de las imágenes están limitados a menos de 25 ° y las resoluciones de las imágenes no superan los 0,5 km por elemento de imagen. Por lo tanto, el mapa geológico del polo sur refleja principalmente procesos e información topográfica a gran escala, mientras que otros mapas cuadrangulares mercurianos se benefician de una mayor discriminación del albedo y, en algunos casos, de una mayor resolución.
La parte fotografiada de la región de Bach cubre aproximadamente 1.570.000 km 2 . Su superficie está formada por cráteres de una amplia variedad de tamaños y morfologías, así como por unidades de llanuras, escarpes de fallas y crestas . Incluye tres cuencas de doble anillo que varían de 140 a 200 km de diámetro: Bach (que da nombre a la región), Cervantes y Bernini . Otro gran cráter, Pushkin , tiene 240 km de diámetro y se encuentra en el límite del mapa en la latitud 65 ° S, longitud 25 °. Tanto Bach como Bernini muestran extensos campos de cráteres secundarios . Un área inusual entre los 69 ° y 80 ° de latitud S. y los 30 ° y 60 ° de longitud consiste en llanuras jóvenes y relativamente suaves marcadas por muchas crestas de cima plana que no se ven en otras áreas de Mercurio. Las escarpas similares a Discovery Rupes (en el cuadrilátero Discovery adyacente al norte) son relativamente comunes en toda la región de Bach. Las unidades de terreno más comunes en la región son las unidades de llanuras, que muestran una amplia gama de densidades de cráteres pequeños.
Fotografía MESSENGER
Durante MESSENGER ' s 14 de enero 2008 sobrevuelo, la sonda fotografió porciones previamente invisibles de esta región.
Estratigrafía
Materiales de cráteres y cuencas
Las relaciones de superposición entre cráteres y cuencas, y sus eyecciones , proporcionan el mejor medio para establecer el orden cronoestratigráfico relativo de los materiales de cráteres y cuencas. En relación con la Luna , las relaciones estratigráficas entre los cráteres mercurianos se distinguen más claramente porque Mercurio tiene una menor densidad de cráteres grandes, [1] y su aceleración gravitacional mejorada ha restringido la distribución de eyecciones. [2] Estos atributos de la población de cráteres mercurianos permiten la construcción de secuencias estratigráficas en grandes regiones.
El grado de degradación de los cráteres se determina mediante la evaluación cualitativa de sus accidentes geográficos, tales como crestas de bordes, terrazas de paredes interiores y depresiones, picos centrales, depósitos de eyección continua y campos de cráteres secundarios (ver Malin y Dzurisin, 1977; McCauley y otros, 1981). En la medida en que los cambios degradacionales sean sistemáticos con el aumento de la edad, se pueden utilizar para correlacionar secuencias estratigráficas locales y regionales en la región del mapa. Sobre la base de esta evaluación morfológica, se definen cinco edades de cráter y se utilizan para hacer asignaciones estratigráficas. Sin embargo, el bajo ángulo solar en el que se adquirieron las imágenes en la región puede hacer que los cráteres parezcan más jóvenes que en otras partes de Mercurio, donde las imágenes se tomaron en ángulos solares más altos.
De las tres cuencas de doble anillo de la región, Bach (200 km de diámetro) y Bernini (140 km de diámetro) son moderadamente frescas (de c3 edad) y tienen campos de cráteres secundarios bien definidos, mientras que Cervantes (200 km de diámetro) está degradado (c1). Los anillos interiores de las tres cuencas tienen aproximadamente la mitad del diámetro de los anillos exteriores. El anillo interior de Bach, el más completo, está abierto solo al sureste; Consiste en una serie casi continua de colinas de crestas afiladas. El área dentro de él y parte del área entre él y el anillo exterior se rellenan con material liso liso. Los anillos interiores de Cervantes y Bernini consisten en colinas discontinuas, bajas y redondeadas, Bernini tiene un pequeño pico central.
Como señalaron por primera vez Gault y otros, [2] las capas de eyección continua y los campos de cráteres secundarios que rodean los cráteres de mercurio son más pequeños que sus homólogos lunares, y el límite entre las dos características es mucho menos distinto. Como consecuencia, las eyecciones continuas y discontinuas se mapean juntas en la región de Bach como "facies radial". Con esta excepción, los elementos morfológicos de los cráteres mercurianos son prácticamente idénticos a los de la Luna. Por lo tanto, todos los cráteres dentro de la región de Bach son probablemente el resultado del impacto de meteoritos , pequeños planetesimales y posiblemente cometas .
Materiales llanos
Aproximadamente el 60 por ciento del área mapeada consiste en tramos de superficies planas que tienen una variedad de texturas a pequeña escala. Estas extensiones varían en tamaño desde unos pocos kilómetros cuadrados dentro de cráteres hasta áreas mayores de 10,000 km 2 que rodean y separan grandes cráteres: las llamadas “llanuras entre cráteres”. [3] [4] El origen del material de las llanuras es incierto. Strom y otros, [4] [5] Trask y Strom, [6] Strom [7] (1977) y Leake (1982) presentaron argumentos a favor del vulcanismo , mientras que Wilhelms [8] y Oberbeck y otros (1977) argumentaron para un origen relacionado con el impacto a través de procesos similares a los responsables de la Luna Cayley Plains (láminas de eyección fluidizada o eyecta de cráter secundario depositada balísticamente). La formación de llanuras ocurrió durante el período en que se formaron cráteres visibles y muy probablemente durante el período de cráteres de impacto intenso [4] (Strom, 1977). La escala de tiempo para la producción y retención de unidades de llanuras es burdamente similar a la de la producción y retención de cráteres.
El material de llanuras más antiguo y extenso de la región de Bach, el material de llanuras entre cráteres, se caracteriza por una superficie suavemente ondulada y una alta densidad de cráteres superpuestos de menos de 15 km de diámetro. La mayoría de estos pequeños cráteres ocurren en hileras o grupos y tienen forma irregular; parecen ser secundarios de cráteres de edad c2 a c5. Por lo tanto, se cree que la unidad de llanuras entre cráteres es más antigua que la mayoría de los cráteres c2. Su relación con los cráteres c1 no está clara. La naturaleza altamente degradada de los cráteres c1 hace que sea imposible determinar si los cráteres son anteriores, posteriores a la fecha o contemporáneos de la unidad de llanuras entre cráteres. Sin embargo, la presencia de depresiones poco profundas, que pueden ser cráteres antiguos, dentro de este material de llanura sugiere que la unidad inundó una población preexistente de cráteres y, por lo tanto, fue emplazada en algún momento durante el período de bombardeo tardío de cráteres intensos. Los dos orígenes propuestos para esta unidad de llanuras, como material volcánico o de cuenca-eyección, no pueden resolverse inequívocamente mediante relaciones geológicas en la región de Bach. Sin embargo, se favorece un origen volcánico debido a (1) la distribución generalizada del material de las llanuras en todas las regiones de Mercurio fotografiadas, (2) la aparente falta de cuencas de origen lo suficientemente grandes como para suministrar cantidades tan grandes de derretimiento de impacto , y (3) el rango balístico restringido de eyección en Mercurio.
El material de las llanuras intermedias se concentra principalmente en la parte noreste de la región de Bach. Es similar en morfología al material de las llanuras entre cráteres, pero tiene una menor densidad de cráteres pequeños. Sobre la base del razonamiento aplicado al material de llanuras entre cráteres, a la unidad de llanuras intermedias también se le atribuye tentativamente un origen volcánico.
Los materiales de las llanuras suaves y las llanuras muy suaves también se concentran principalmente en la parte oriental del área del mapa. La unidad de llanuras lisas tiene una densidad más baja de cráteres pequeños que el material de llanuras intermedias y una superficie un tanto accidentada con pequeñas colinas y protuberancias dispersas. Los montículos dentro de los cráteres c5 frescos pueden ser materiales de piso con manto o anillos de picos incipientes (ver, por ejemplo, el cráter Callicrates a 66 ° S de latitud, 32 ° de longitud; FDS 27402). La unidad de llanuras muy lisas prácticamente no tiene pequeños cráteres visibles y muestra superficies planas más suaves que las de la unidad de llanuras lisas. Ocurre en las áreas más bajas dentro del material de llanuras lisas (incluidas áreas dentro de depresiones de cráteres enterrados) y comúnmente dentro de cráteres más antiguos. Las áreas de mayor concentración de materiales de llanuras lisas y muy lisas también contienen la mayor cantidad de crestas, lo que sugiere que las crestas y las unidades de llanuras más jóvenes están relacionadas genéticamente. El material de llanuras muy liso, por ejemplo, se encuentra comúnmente en la base de las crestas o escarpes. Ocurre como pequeños parches dentro de la unidad de llanuras lisas que llena el cráter Pushkin . El material liso y liso envuelve el manto de eyección de un cráter c3 en el borde de Pushkin a 66 ° S de latitud, 28 ° de longitud (FDS 27402) y llena el interior y parte del área del anillo exterior de Bach. La distribución de estas dos unidades de llanuras más jóvenes puede indicar que el material de llanuras lisas tal como se representa en el mapa no es más que una capa delgada y discontinua de material de llanuras muy suave que cubre las unidades más antiguas. En este sentido, es similar a la Formación Cayley lunar , que probablemente es eyecta de la cuenca. Sin embargo, a diferencia del material de las llanuras de las tierras altas lunares, no hay una cuenca de origen evidente para las unidades de llanuras suaves y muy suaves de mercurio dentro de la parte fotografiada de la región de Bach. Aunque tal cuenca fuente puede encontrarse dentro de la parte no fotografiada, las áreas intermedias no contienen materiales lisos o muy lisos. Por estas razones, tentativamente atribuimos un origen volcánico a la mayor parte del material liso y muy liso de las llanuras. Las crestas parecen ser de origen volcánico-tectónico; la fractura pudo haber proporcionado el medio por el cual las lavas alcanzaron la superficie para formar estas unidades de llanuras más jóvenes. Algunos materiales llanos muy lisos y lisos que forman los pisos de los cráteres c5 y c4 pueden derretirse por impacto.
Estructura
La región del mapa muestra una amplia variedad de características estructurales, incluidos los lineamientos asociados con crestas, escarpes y paredes de cráteres poligonales. Los movimientos de masa controlados por las articulaciones son probablemente los responsables de los segmentos poligonales de la pared del cráter; segmentos de hasta 100 km sugieren que estas fracturas se extienden profundamente en la litosfera . Las tendencias más conspicuas de estos lineamientos son este-oeste, N.50 ° W. y N.40 ° E. Más tendencias son norte-sur, N.20 ° E. y N.70 ° E.
Grandes crestas y escarpes son las características estructurales más prominentes en las imágenes de Mariner 10 de ángulo bajo del sol de la región de Bach. Son más numerosos entre 0 ° y 90 ° largos, donde no tienen una orientación preferida.
Las crestas pueden haberse formado mediante varios procesos, incluido el tectonismo y la extrusión, o pueden ser segmentos de borde de cráter enterrados. Varias crestas grandes pueden representar el levantamiento de materiales de llanura por fallas normales . Otras crestas son arqueadas a circulares, lo que sugiere que son segmentos de cráteres viejos y tenues y bordes de cuencas. Cerca de Boccaccio (centrado en 81 ° de latitud S., 30 ° de longitud), las crestas son de sección transversal abovedada y tienen cimas lisas con pequeños cráteres irregulares o sin bordes a lo largo de sus crestas; parecen superponerse tanto a un cráter c3 como a uno c1 (FDS l66751). A su vez, estas crestas están superpuestas por cráteres c3 y eyecta c4. Las crestas pueden ser características vulcanotectónicas, compuestas de extrusivos a lo largo de fisuras. Sin embargo, se mapean solo como crestas porque no podemos determinar si se trata de material volcánico que debería mapearse como una unidad separada o llanuras intercráteres elevadas. Estas mismas estructuras pueden haber sido la fuente de unidades de llanuras más antiguas.
Los escarpes lobulados son los accidentes geográficos estructurales más comunes en la región de Bach. Casi todos tienen perfiles de pendiente convexos, crestas redondeadas y lóbulos pronunciados y pronunciados. Se ven tres tipos en la región del mapa: (1) muy pequeñas (<50 km de largo, ~ 100 m de alto), escarpes irregulares que comúnmente encierran áreas topográficamente deprimidas; están restringidos a las unidades de llanuras intermedias y suaves en la parte oriental de la región del mapa; (2) escarpes pequeños (~ 100 km de largo, ~ 100 m de alto), arqueados o sinuosos, también confinados principalmente a las unidades de llanuras intermedias y suaves en la parte oriental de la región del mapa; y (3) escarpes grandes (> 100 km de largo, ~ 1 km de alto), ampliamente arqueados pero localmente irregulares o sinuosos cuyas caras son algo más empinadas. Varias de estas escarpas (83 ° de latitud S., 80 ° de longitud) deforman los cráteres y compensan las características preexistentes verticalmente (FDS 166751). La morfología y las relaciones estructurales de las escarpas sugieren que la mayoría son el resultado de fallas de empuje o de retroceso . Sin embargo, Dzurisin (1978) ha sugerido un origen extrusivo para un escarpe de más de 200 km de largo que se extiende desde aproximadamente los 70 ° de latitud S. hasta el borde del mapa entre los 45 ° y 52 ° de longitud; basó esta interpretación en las diferencias de albedo entre los dos lados de la escarpa y en el enterramiento parcial de los cráteres transectados por ella.
Las relaciones de edad entre las características estructurales no son evidentes. En la región de Bach, los cráteres más jóvenes cortados por una escarpa son de c4 años; el cráter más antiguo que se superpone a un escarpe es un c3. Estas relaciones sugieren que la formación de escarpes ocurrió en el tiempo c3 a c4. El material de llanuras muy lisas flanquea algunas escarpas y crestas y, si el material es extrusivo acumulado o productos de desperdicio en masa, puede ser posterior a las estructuras. Las escarpas y crestas son abundantes en unidades de llanuras intercráteres, intermedias y lisas, pero no están rodeadas por materiales de llanuras intermedias e intercráteres. Estas relaciones sugieren que las estructuras comenzaron a formarse después del emplazamiento de estas dos unidades de llanuras más antiguas. Algunos de los cráteres y cuencas más antiguos, como Cervantes, tienen formas poligonales al menos tan marcadas como cráteres más recientes, lo que sugiere que algunos lineamientos estructurales son más antiguos que los cráteres c1.
Historia geológica
Murray y otros (1975) propusieron que la historia de Mercurio podría dividirse en cinco períodos: (1) acreción y diferenciación, (2) "bombardeo pesado terminal", (3) formación de la cuenca Caloris (centrada fuera de la hoja del mapa a 30 ° lat. N., 195 ° de largo; Servicio Geológico de los Estados Unidos, 1979), (4) llenado de las grandes cuencas con "llanuras suaves" y (5) un período de cráteres de impacto leve. Aunque estas divisiones han resistido bien las evaluaciones de investigadores posteriores, no definen una estratigrafía. Debido a que el mapa geológico de la región de Bach constituye una síntesis de observación con interpretación, exploraremos varios aspectos del desarrollo geológico de la región.
La historia de la región comienza antes de la formación de cualquier superficie visible en la actualidad, cuando la evolución interna de Mercurio jugó un papel clave en la determinación del desarrollo posterior del relieve. Debido a que es el planeta más cercano al Sol, Mercurio representa un extremo en los posibles modelos cosmoquímicos de formación de planetas. Incluso antes de la misión Mariner 10, las propiedades fotométricas y de alta densidad de Mercurio sugerían un núcleo grande, presumiblemente hierro, y una litosfera de materiales de silicato . La evidencia de un campo magnético dipolar intrínseco (Ness y otros, 1974) refuerza las interpretaciones que favorecen un núcleo grande. Este núcleo, que se formó en parte como resultado del calentamiento radiogénico, produjo un calentamiento adicional, lo que provocó la expansión global y la formación de fracturas extensionales en la litosfera (Solomon, 1976, 1977). Estas fracturas pueden haber proporcionado una salida para la erupción del material de llanuras más antiguo durante el período de bombardeo intenso. También en esta época se desarrollaron otros lineamientos estructurales, posiblemente como resultado de las tensiones inducidas por el descenso de las mareas debido a una velocidad de rotación más rápida (Burns, 1976; Melosh, 1977; Melosh y Dzurisin, 1978). La principal tendencia del lineamiento este-oeste en esta región polar (señalada en la sección anterior) se ajusta a una predicción de Melosh (1977) para la orientación de fallas normales. Sin embargo, no hay evidencia inequívoca de fallas tensionales en el cuadrilátero de Bach.
Una población de cráteres degradados grandes, muy indistintos, (notados por primera vez en imágenes estereoscópicas por Malin [4] ), ocurre dentro del material de llanuras más antiguo (intercráter) y la mayoría de los trabajadores creen que es coetáneo o más antiguo que ese material. La unidad entre cráteres, presumiblemente extrusiones volcánicas a través de fracturas por tensión, es el material de llanuras más voluminoso en la región del mapa. Muchos cráteres grandes c1 y c2 tienen interiores poco profundos pero características de borde moderadamente bien conservadas, lo que sugiere que al menos algunos de estos cráteres han sufrido ajustes topográficos debido a fenómenos isostáticos (Schaber y otros, 1977). Este ajuste puede haber sido facilitado por un manto de alta temperatura que conducía a la “plasticidad de la corteza” [4] (Malin y Dzurisin, 1977). La menor cantidad de material de llanuras intermedias indica la disminución de la formación de llanuras, algunas localizadas dentro de cuencas más antiguas.
Los escarpes como Vostok Rupes (en el cuadrilátero Discovery adyacente al norte) son aparentemente la expresión de fallas de empuje; sugieren que la contracción planetaria puede haber tensionado la litosfera [5] aproximadamente en el momento en que se formaron los cráteres c3 y el material de las llanuras lisas. Después de la formación del núcleo, el enfriamiento de la litosfera y la consiguiente contracción pueden haber cerrado los conductos, restringiendo la formación de material de llanura (Solomon, 1977). Para el tiempo c4, dicha formación se redujo en gran medida.
Los estudios teóricos de Melosh (1977), basados en observaciones registradas por Dzurisin (1978), sugirieron que el descenso de las mareas combinado con la contracción del núcleo o de la litosfera podría explicar muchas de las características tectónicas de Mercurio. Las escarpas que ocurren en las regiones polares parecen ser el resultado de fallas de empuje, lo que corrobora la sugerencia de que la contracción ocurrió al mismo tiempo que el descenso. Por tanto, se interpreta que las estructuras lineales (distintas de algunas crestas) se forman como resultado de estos dos procesos activos. Los patrones de fracturas y lineamientos alrededor de la cuenca Caloris [5] sugirieron a Pechmann y Melosh (1979) que el período de despinning de Mercurio comenzó antes de que comenzara la contracción global y terminara durante las primeras fases de la contracción.
La formación de llanuras y los cráteres continuaron a tasas reducidas durante las primeras fases de enfriamiento y contracción planetarios. Los cráteres c3 se distinguen por la retención parcial de cráteres secundarios y por características morfológicas localmente prominentes (McCauley y otros, 1981). Estas características sugieren una tasa decreciente de resurgir y de modificación de cráteres (Malin y Dzurisin, 1977). La menor extensión de las unidades de llanuras lisas y muy lisas, en comparación con la de los materiales de llanuras más antiguas, sugiere una heterogeneidad considerable de los materiales de la corteza de mercurio. Las zonas de tensión subcrustal pueden haber permitido que los materiales fundidos alcanzaran la superficie a través de fracturas debajo de los cráteres, incluso durante el período de contracción global (Solomon, 1977). Las crestas de sección transversal abovedada cortan algunos cráteres c4 y, en algunos lugares, áreas de flanco de material de llanura joven y muy suave. Por lo tanto, las posibles extrusiones volcánicas asociadas con la actividad tectónica pueden haber continuado en el período de formación de los cráteres c4 y el material de llanuras muy lisas más antiguo.
El período de ajuste tectónico de la litosfera mercuriana duró al menos durante el tiempo de formación del material de llanuras lisas; Los cráteres c4 que se formaron durante este período están cortados por escarpes y se superponen a ellos. Algún material de llanuras muy liso, la mayoría de los cuales es posterior a los cráteres c4, parece ser posterior a los escarpes que comúnmente rodea. Las relaciones de superposición de las escarpas en otras regiones de Mercurio indican que la actividad tectónica puede haber continuado en el tiempo c5 (Leake, 1982).
Sin embargo, el tiempo de formación de los cráteres c5 y el material de las llanuras muy lisas ha sido, en su mayor parte, tectónicamente inactivo. Durante este período, con la excepción de una dispersión de cráteres extremadamente frescos y una pequeña pérdida de masa (Malin y Dzurisin, 1977), casi no se ha producido actividad geológica cerca del polo sur mercuriano. Las llanuras lisas más jóvenes y los materiales de llanuras muy lisas que se producen dentro de los cráteres c5 pueden ser derretimientos por impacto.
Fuentes
- Strom, Robert G .; Michael C. Malin; Martha A. Leake (1990). "Mapa geológico del cuadrilátero de Bach (H-15) de Mercurio" (PDF) .Preparado para la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio por el Departamento del Interior de EE. UU., Servicio Geológico de EE. UU. (Publicado en copia impresa como Mapa I – 2015 de la Serie de Investigaciones Varias del USGS, como parte del Atlas de Mercurio, 1: 5,000,000 Serie Geológica. La copia impresa está disponible para la venta en US Geological Survey, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)
Referencias
- ^ Malin, MC (1976). "Comparación de poblaciones de cuencas de cráteres grandes y múltiples en Marte, Mercurio y la Luna". Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, 7ª, Houston, 1976, Actas . 7 : 3589–3602. Código Bibliográfico : 1976LPSC .... 7.3589M .
- ^ a b Gault, DE; Invitado, JE; Murray, JB; Dzurisin, D .; Malin, MC (1975). "Algunas comparaciones de cráteres de impacto en Mercurio y la Luna". Revista de Investigación Geofísica . 80 (17): 2444–2460. doi : 10.1029 / jb080i017p02444 .
- ^ Trask, Nueva Jersey; Invitado, JE (1975). "Mapa preliminar del terreno geológico de Mercurio". Revista de Investigación Geofísica . 80 (17): 2461–2477. doi : 10.1029 / jb080i017p02461 .
- ^ a b c d e Malin, MC (1976). "Observaciones de llanuras entre cráteres en Mercurio". Cartas de investigación geofísica . 3 (10): 581–584. Código Bibliográfico : 1976GeoRL ... 3..581M . doi : 10.1029 / GL003i010p00581 .
- ^ a b c Strom, RG; Trask, Nueva Jersey; Invitado, JE (1975). "Tectonismo y vulcanismo en Mercurio". Revista de Investigación Geofísica . 80 (17): 2478–2507. doi : 10.1029 / jb080i017p02478 .
- ^ Trask, Nueva Jersey; Strom, RG (1976). "Evidencia adicional de vulcanismo mercuriano". Ícaro . 28 (4): 559–563. Bibcode : 1976Icar ... 28..559T . doi : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90129-9 .
- ^ Strom, RG (1979). "Mercurio: una evaluación post-Mariner 10". Reseñas de ciencia espacial . 24 (1): 3–70. doi : 10.1007 / bf00221842 .
- ^ Wilhelms, DE (1976). "Vulcanismo mercuriano cuestionado". Ícaro . 28 (4): 551–558. doi : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90128-7 .
- Burns, JA, 1976, Consecuencias de la desaceleración de las mareas de Mercurio: Ícaro , v. 28, no. 4, pág. 453–458.
- Dzurisin, Daniel, 1978, La historia tectónica y volcánica de Mercurio según se infiere de estudios de escarpas, crestas, depresiones y otros lineamientos Journal of Geophysical Research , v. 83, no. B10, pág. 4883–4906.
- Unión Astronómica Internacional, 1977, Grupo de Trabajo para la Nomenclatura del Sistema Planetario, en la 16ª Asamblea General, Grenoble, 1976, Actas: Transacciones de la Unión Astronómica Internacional, v. 16B, p. 330–333, 351– 355.
- Leake, MA, 1982, Las llanuras entre cráteres de Mercurio y la Luna: su naturaleza, origen y papel en la evolución de los planetas terrestres [Ph. D. disertación, Universidad de Arizona, Tucson], en Avances en geología planetaria — 1982: Memorando técnico de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio 84894, p. 3– 534.
- Malin, MC y Dzurisin, Daniel, 1977, Degradación del relieve en Mercurio, la Luna y Marte: Evidencia de las relaciones entre la profundidad y el diámetro del cráter: Journal of Geophysical Research , v. 82, no. 2, pág. 376–388.
- McCauley, JF, Guest, JE, Schaber, GG, Trask, NJ y Greeley, Ronald, 1981, Estratigrafía de la cuenca Caloris, Mercurio: Ícaro , v. 47, no. 2, pág. 184–202.
- Melosh, HJ, 1977, Tectónica global de un planeta despun: Ícaro , v. 31, no. 2, pág. 221–243.
- Melosh, HJ y Dzurisin, Daniel, 1978, Tectónica global de Mercurio: una consecuencia del despinning de las mareas: Icarus , v. 35, no. 2, pág. 227–236.
- Murray, BC, Strom, RG, Trask, NJ, y Gault, DE, 1975, Surface history of Mercury: Implications for terrestrial planets: Journal of Geophysical Research , v. 80, no. 17, pág. 2508-2514.
- Ness, NF, Behannon, KW, Lepping, RP, Whang, YC y Schatten, KH, 1974, Observaciones de campo magnético cerca de Mercurio: Resultados preliminares de Mariner 10 : Science , v. 185, no. 4146, pág. 151–160.
- Oberbeck, VR, Quaide, WL, Arvidson, RE y Aggarwal, HR, 1977, Estudios comparativos de cráteres y llanuras lunares, marcianos y mercurianos: Journal of Geophysical Research , v. 82, p. 1681-1698.
- Pechmann, JB y Melosh, HJ, 1979, Patrones de fractura global de un planeta despun: Aplicación a Mercurio: Ícaro , v. 38, no. 2, pág. 243–250.
- Schaber, GG, Boyce, JM y Trask, Nueva Jersey, 1977, Luna-Mercurio: Grandes estructuras de impacto, isostasia y viscosidad cortical promedio: Física de la Tierra e Interiores Planetarios , v. 15, núms. 2-3, pág. 189-201.
- Solomon, SC, 1976, Algunos aspectos de la formación del núcleo en Mercurio: Ícaro , v. 28, no. 4, pág. 509–521.
- ______1977, La relación entre la tectónica de la corteza y la evolución interior en la Luna y Mercurio: Física de la Tierra e Interiores Planetarios , v. 15, no. 15, pág. 135-145.
- Strom, RG, 1977, Origen y edad relativa de las llanuras entre cráteres lunares y mercurianos: Física de la Tierra e Interiores Planetarios , v. 15, núms. 2-3, pág. 156-172.
- Strom, RG, Murray, BC, Eggelton, MJS, Danielson, GE, Davies, ME, Gault, DE, Hapke, Bruce, O'Leary, Brian, Trask, NJ, Guest, JE, Anderson, James y Klassen, Kenneth , 1975, Resultados de imágenes preliminares del segundo encuentro con Mercurio: Journal of Geophysical Research , v. 80, no. 17, pág. 2345–2356.
- Servicio Geológico de los Estados Unidos, 1979, Mapa de relieve sombreado de Mercurio: Mapa I-1149 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del Servicio Geológico de los Estados Unidos, escala 1: 15.000.000.
Cuadrángulos en Mercurio | |||||||
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H-1 Borealis ( características ) | |||||||
H-5 Hokusai ( características ) | H-4 Raditladi ( características ) | H-3 Shakespeare ( características ) | H-2 Victoria ( características ) | ||||
H-10 Derain ( características ) | H-9 Eminescu ( características ) | H-8 Tolstoj ( características ) | H-7 Beethoven ( características ) | H-6 Kuiper ( características ) | |||
H-14 Debussy ( características ) | H-13 Neruda ( características ) | H-12 Michelangelo ( características ) | H-11 Discovery ( características ) | ||||
H-15 Bach ( características ) |