Cuadrilátero de Beethoven

Mariner 10 fotomosaico

El cuadrilátero de Beethoven está ubicado en la región ecuatorial de Mercurio , en el centro del área fotografiada por Mariner 10 . La mayoría de las imágenes del cuadrilátero se obtuvieron en ángulos solares altos cuando el Mariner 10la nave espacial retrocedió del planeta. Las unidades de mapas geológicos se describen y clasifican en función de la morfología, la textura y el albedo, y se les asignan edades relativas según las relaciones estratigráficas y las comparaciones visuales de la densidad de los cráteres superpuestos. Las edades de los cráteres se establecen por la relativa frescura de la apariencia, como lo indica la nitidez topográfica de las crestas de sus bordes y el grado de preservación de las características interiores y exteriores, como los pisos, las paredes y las plataformas de eyección de los cráteres. En general, la topografía parece muy tenue debido al ángulo del sol y los límites entre las unidades del mapa no están claramente definidos.

Los cráteres de impacto de más de 250 km se denominan cuencas. Sin embargo, a diferencia de muchas cuencas en la Luna, las dos cuencas obvias en el cuadrilátero, Beethoven (610 km de diámetro) y Raphael (320 km de diámetro), no tienen varios bordes, mientras que anillos bien desarrollados rodean muchos cráteres de diámetros menores. ^{[1] Las} mantas de eyección remanentes alrededor de partes de las cuencas de Beethoven y Raphael tienen un aspecto tenue y sus márgenes están mal definidos en algunos lugares. Sin embargo, donde se pueden reconocer, estas extensas plataformas permiten determinar una secuencia estratigráfica regional generalizada. Una tercera cuenca, extremadamente débil pero probable, está centrada en la latitud 0 °, longitud 130 °.

Las imágenes del Mariner 10 en la parte noreste del cuadrilátero son de muy malas a inutilizables. Por lo tanto, esta área contiene parches en blanco o solo algunos contornos de cráteres y materiales mapeados. Otra dificultad en el mapeo es la escasa coincidencia en las bases topográficas entre Beethoven y los cuadrángulos adyacentes. Los desajustes son especialmente comunes a lo largo de las fronteras con los cuadrángulos Kuiper y Discovery al este y sureste.

Estratigrafía

Materiales llanos

Las principales divisiones de unidades de roca en el cuadrilátero son (1) materiales de llanura y (2) materiales de cráteres y cuencas. Las superficies de las unidades de llanuras varían en morfología desde relativamente planas pero rugosas a casi planas y lisas; este último terreno tiene un albedo intermedio como el de la Formación Cayley o maría más antigua en la Luna . Los materiales de las llanuras se identifican en parte por la textura de la superficie y sus edades relativas determinadas por la densidad de los cráteres superpuestos. El material de las llanuras entre cráteres, una de las dos unidades de llanuras más antiguas, fue descrita originalmente por Trask y Guest. ^[2] Cubre grandes áreas en las partes occidental, central y sureste del cuadrilátero. Allí, como en otras regiones de Mercurio, ^[3]su superficie revela los contornos de muchas crestas de borde de cráter enterradas y restos nudosos de una antigua terra repavimentada. Esta unidad ha sido limpiada por muchos cráteres secundarios que han formado cadenas y canales superpuestos que contribuyen a su textura hummocky. Se infiere que la unidad de llanuras entre cráteres consiste en depósitos de eyecta de cráter y cuenca , flujos volcánicos y posibles piroclásticos.depósitos que han resurgido parcialmente y alisado rocas de la corteza más viejas y con muchos cráteres. La unidad parece ser gradacional lateralmente hacia el este con material de llanuras y terra, no dividida y verticalmente con material de llanuras intermedias. El material de las llanuras entre cráteres probablemente tenga aproximadamente la misma edad que la capa de eyección alrededor de la cuenca de Beethoven: ambas unidades tienen una alta densidad de cráteres. El hecho de que la unidad de llanuras sea más joven que Beethoven puede estar indicado en algunas áreas donde el manto de eyección de la cuenca parece estar parcialmente oscurecido por la superposición o ensanchamiento del material de llanuras. Spudis y Prosser (1984) han sugerido que Beethoven posiblemente tenga una edad c3 tardía o tan temprana como c2.

La edad del material de llanuras y terra, indivisible, es probablemente equivalente a la del material de llanuras entre cráteres, y al menos a parte del material de llanuras intermedias, aunque no se encontró en contacto con este último. La unidad de llanuras y terra, que se encuentra en las partes central y oriental del cuadrilátero, se cartografió originalmente hacia el este en el cuadrilátero de Kuiper (De Hon y otros, 1981). El término se aplicó allí donde las diferencias en la calidad de la imagen impiden distinciones claras entre llanuras y materiales terrestres. El nombre fue adoptado en el cuadrilátero de Beethoven por la misma razón. La unidad se intercala al oeste y al sur con material de llanuras entre cráteres y se interpreta que tiene el mismo origen y composición.

El material de las llanuras intermedias y el material de las llanuras lisas probablemente también consisten en mezclas de eyecciones de cráteres relativamente finas y materiales volcánicos que parecen formar una secuencia continua. Ambas unidades son más gruesas que la unidad de llanuras entre cráteres. El material de las llanuras intermedias está muy extendido en áreas entre cráteres en la mitad oeste del cuadrilátero y llena los pisos de cráteres y cuencas más antiguos en la parte sur. El material de llanuras lisas, la unidad de llanuras más joven, se presenta como parches dispersos en áreas bajas y cubre los pisos de muchos cráteres de c4 y más antiguos. En algunos suelos de cráteres, especialmente en los más pequeños, la diferenciación entre los materiales de llanuras lisas y llanuras intermedias es difícil y la elección se vuelve arbitraria.

Aparte de algunos pequeños parches de material oscuro y áreas cubiertas por rayos brillantes alrededor y que emanan de los cráteres c5, todas las unidades de llanuras y los materiales del borde exterior de muchos cráteres tienen albedos en el rango intermedio. En conjunto, estos materiales imparten una apariencia homogénea a la superficie del planeta que es diferente al contraste en las tierras altas brillantes y la maría oscura de la Luna.

En el cuadrilátero de Beethoven no se reconoció ningún material terra similar al del cuadrángulo de Kuiper (De Hon y otros, 1981). Su ausencia puede deberse, en parte, a menos grupos de grandes cráteres jóvenes cuyas mantas de eyección fusionadas podrían haber producido las superficies rugosas de textura gruesa que caracterizan a la unidad en el área de Kuiper. Además, el efecto visible de la rugosidad se ve disminuido por el mayor ángulo solar en el que se adquirieron las imágenes de Beethoven.

Materiales de cuencas y cráteres

Mantas de eyecta de líneas gruesas de las cuencas de Beethoven y Raphael dominan la parte sur del área del mapa. La pared del cráter de Beethoven está enterrada por su manto de eyección y por materiales llanos. Aunque las mantas de eyección de ambas cuencas son extensas, son muy asimétricas y están profundamente empantanadas en algunos lugares por llanuras entre cráteres y unidades de llanuras más jóvenes. Estas relaciones de ensenadas, junto con el aspecto discontinuo y tenue de las crestas de los bordes y las paredes interiores de las cuencas, sugieren que se trata de estructuras de impacto relativamente antiguas. Sin embargo, las apariencias morfológicas pueden ser engañosas en Mercurio debido a la alta temperatura y el campo de gravedad del planeta en comparación, por ejemplo, con los de la Luna. Ambas condiciones pueden promover, particularmente en estructuras grandes, ^[1]ajustes isostáticos más rápidos que se expresarían mediante una topografía tenue y el "envejecimiento" prematuro de las características topográficas que alguna vez fueron grandes. Los recuentos de cráteres, por otro lado, tienden a apoyar las relaciones estratigráficas observadas.

Además de las grandes cuencas de un solo anillo de Beethoven y Raphael, en el cuadrilátero se encuentran al menos ocho cráteres de doble anillo que superan los 100 km de diámetro. Estos cráteres varían en edad de c1 a c3 y, en una escala menor, sus mantos de eyecta proporcionan horizontes estratigráficos útiles para la datación relativa de unidades materiales en su vecindad. Dos de los cráteres de doble anillo más jóvenes, Durer (lat 22 ° N., largo 119 °) y Vivaldi (lat 14 ° N., largo 86 °), tienen anillos interiores prominentes y casi continuos cuyos diámetros miden aproximadamente la mitad que de sus anillos exteriores. A diferencia de algunas de las estructuras lunares de múltiples bordes, no se aprecian vestigios de anillos adicionales alrededor de estos cráteres.

Los picos centrales son comunes dentro de los cráteres de edad c3 y c4, raros en cráteres de edad c2. Su origen puede estar relacionado genéticamente con los anillos internos de cráteres y cuencas más grandes. Los pisos de los cráteres están sustentados por una zona de fragmentos y brechas.material formado por la onda de choque resultante del impacto. El material del borde del cráter consiste en eyecciones descomprimidas del impacto, mientras que los picos centrales probablemente se formaron por el flujo convergente de material de asentamiento de las paredes del cráter (Shoemaker, 1981). Si un cráter era lo suficientemente grande, el flujo convergente resultó en un anillo interior en lugar de un pico central. Melosh (1983) discutió un modelo alternativo para la formación de picos o anillos centrales, quien sugirió que se forman como resultado del rebote de material fracturado análogo al chorro producido por una piedra que cae al agua. Dependiendo del tamaño del cráter, el resultado es un pico central o un anillo interior. Guest y otros (1979, p. 88) han definido el tamaño del cráter límite para los picos centrales en unos 150 km.Este límite de tamaño parece ser de aplicación general en el cuadrilátero de Beethoven, con la excepción del cráter anillado.Judá Ha-Levi (latitud 11 ° N., longitud 109 °), que tiene un diámetro interior de borde-cresta de unos 80 km. Aunque este cráter parece tener dos anillos, su estructura de anillo interior es morfológicamente más fresca que el anillo exterior, y puede haber sido formado por un impacto separado y posterior.

Los cráteres de menos de unos 30 km de diámetro no se cartografiaron, excepto los que están radiados y los que se encuentran en cadenas y cúmulos satélites a cráteres y cuencas más grandes. Estos cráteres satélites o secundarios no se distinguen en cuanto a edad u origen relativos. (Sin embargo, cerca de la esquina suroeste del mapa, las cadenas alargadas son radiales a su cráter padre Valmiki ). En general, los cráteres secundarios parecen topográficamente más frescos y ocurren más cerca de sus fuentes primarias que sus contrapartes lunares. Este efecto se debe probablemente a que el campo de gravedad más alto de Mercurio en comparación con la Luna ha dado como resultado velocidades de impacto más altas para la eyección del cráter (Scott, 1977). ^[4]

Estructura

Ni las fallas ni los escarpes que posiblemente estén asociados con fallas o pliegues monoclinales parecen ser comunes en el cuadrilátero de Beethoven, posiblemente debido a la gran elevación del sol. Las más largas y prominentes de estas estructuras se encuentran en las llanuras y el material terra, indiviso, en el cuadrante sureste del área del mapa. Allí, una serie de escarpas prominentes se extiende al noreste desde cerca de la latitud 10 ° S, longitud 95 ° hasta latitud 4 ° S, longitud 86 °, en una distancia de unos 400 km. El anillo interior del cráter Durer parece estar ligeramente compensado en el lado norte por una pequeña falla normal o de deslizamiento.

Las depresiones y las crestas están presentes en todo el cuadrilátero. Donde las depresiones no son claramente radiales al cráter o al centro de la cuenca, pueden ser grabens ; sin embargo, en la mayoría de los lugares son difíciles de distinguir de las ranuras lineales producidas por eyecciones de impacto en trayectorias balísticas de ángulo bajo. Algunas crestas se parecen a las de la maría lunar, pero generalmente están menos definidas. Las crestas que se interpretan como crestas de borde enterradas de dos cuencas antiguas son parcialmente visibles casi al norte de la cuenca de Beethoven; los centros probables de las cuencas están cerca de la latitud 11 ° S, longitud 127 ° y latitud 2 ° N., longitud 124 °.

Historia geológica

La evidencia geológica para la reconstrucción de la historia evolutiva de Mercurio es menos completa que la de la Luna y Marte, para el cual las naves espaciales en órbita y los módulos de aterrizaje han proporcionado una cobertura total o casi total e imágenes de alta resolución. Sin embargo, los datos disponibles permiten establecer ciertos paralelos con respecto a las historias de bombardeo y acreción de los tres cuerpos. El registro geológico muestra un período de flujo de meteoritos decreciente en los tres, en el que las cuencas y los grandes cráteres formados temprano en su evolución cortical fueron reemplazados por impactos de tamaño progresivamente más pequeño. La relativa escasez de cráteres c5 cartografiables en el cuadrilátero de Beethoven es indicativa de la disminución de la tasa de producción de cráteres en las clases de cráteres más jóvenes. La baja densidad de pequeños cráteres de la clase más antigua, c1, resulta de su destrucción por impactos y oscurecimiento por eyección y material volcánico durante un largo período de historia mercuriana.

Los materiales de las llanuras entre cráteres y de las llanuras más jóvenes probablemente tengan orígenes mixtos, y consisten en depósitos volcánicos y relacionados con eyecta de impacto. Los materiales de las llanuras se acumularon principalmente en áreas bajas y han enterrado o parcialmente enterrado cráteres y superficies más antiguos. Sus edades y espesores relativos se reflejan en el número de cráteres visibles en sus superficies: donde las densidades de cráteres son altas, el material de las llanuras es relativamente viejo o delgado; densidades bajas de cráteres indican depósitos jóvenes relativamente gruesos. Cuando se pueden distinguir cráteres superpuestos de cráteres parcialmente enterrados, se pueden establecer edades relativas de las unidades de llanura. Los recuentos de cráteres indican que la unidad de planes entre cráteres, cuya densidad de cráteres es el doble que la unidad de llanuras intermedias, es significativamente más antigua.

Se desconoce si los materiales de las llanuras mercurianas son análogos a los flujos volcánicos del maria lunar. En este cuadrilátero, los primeros carecen de muchas características de los materiales de la yegua, incluyendo albedo bajo y fuertes contrastes de albedo con otras unidades, frentes de flujo lobulados , surcos sinuosos y numerosas crestas arrugadas y cúpulas con cráteres en la cima. Posiblemente, las unidades de las llanuras en Mercurio son similares a la Formación Cayley en la Luna y consisten principalmente en materiales eyectados finamente divididos. Cualquiera que sea el origen y la composición de las unidades de llanuras en el cuadrilátero de Beethoven, representan etapas tardías en la evolución de la corteza de esta región.

Otras diferencias entre la Luna y la parte de Mercurio observadas en este cuadrilátero son la ausencia en Beethoven de tierras altas y bajas distintas, así como la preservación en el cuadrilátero de cadenas de cráteres secundarios alrededor de cráteres y cuencas más antiguas (Scott, 1977).

La historia geológica de Mercurio ha sido resumida por Guest y O'Donnell (1977), Davies y otros, ^[5] y Strom. ^[6]

Fuentes

• King, John S .; David H. Scott (1990). "Mapa geológico del cuadrángulo de Mercurio de Beethoven (H-7)" (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 papel como Mapa I – 2048 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del USGS, como parte del Atlas de Mercurio, Serie Geológica 1: 5,000,000. La copia impresa está disponible para la venta en US Geological Survey, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225

Referencias

1. Trask, Nueva Jersey, 1976, Historia del desarrollo de la cuenca de Mercurio: Conferencia sobre Comparaciones de Mercurio y La Luna: Contribución del Instituto de Ciencia Lunar no. 262, p. 36.
2. 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 .
3. 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 .
4. 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 .
5. Davies, YO; Dwornik, SE; Gault, DE; Strom, RG (1978). Atlas de Mercurio . Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio. págs. 1-128. ISBN 978-1-114-27448-8. Publicación especial SP-423.
6. Strom, RG (1979). "Mercurio: una evaluación post-Mariner 10". Reseñas de ciencia espacial . 24 (1): 3–70. doi : 10.1007 / bf00221842 .

• De Hon, RA, Scott, DH y Underwood, JR, Jr., 1981, Mapa geológico del cuadrilátero Kuiper de Mercurio: Mapa de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio geológico de EE. UU. I-1233, escala 1: 5.000.000.
• Guest, JE, Butterworth, Paul, Murray, John y O'Donnell, WP, 1979, Planetary Geology : Nueva York, John Wiley, 208 p.
• Guest, JE y O'Donnell, WP, 1977, Surface history of Mercury: A review: Vistas in Astronomy , v. 20, p. 273–300.
• 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.
• McCauley, JF, Guest, JE, Schaber, GG, Trask, NJ y Greeley, Ronald, 1981, Estratigrafía de la cuenca Caloris, Mercury: Icarus , v. 47, no. 2, pág. 184–202.
• Melosh, HJ, 1983, Fluidización acústica: American Scientist , v. 71, pág. 158-165.
• Scott, DH, 1977, Luna-Mercurio: Estados de conservación relativos de cráteres secundarios: Física de la Tierra e Interiores Planetarios , v. 15, no. 2-3, pág. 173-178.
• Shoemaker, EM, 1981, The collision of solid bodies, en Beatty, JK, O'Leary, Brian y Chaikin, eds., The New Solar System : Cambridge, Mass., Sky Publishing Co., p. 33–44.
• Spudis, PD y Prosser, JG, 1984, Mapa geológico del cuadrángulo de Mercurio de Miguel Ángel: Mapa de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio geológico de EE. UU. I-1659, escala 1: 5.000.000.
• Trask, Nueva Jersey, y Dzurisin, Daniel, 1984, Mapa geológico del cuadrángulo del descubrimiento de Mercurio: Mapa de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio geológico de EE. UU. I-1658, escala 1: 5.000.000.

Cuadrángulos en Mercurio
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 )