El cuadrilátero Borealis es un cuadrilátero en Mercurio que rodea el polo norte hasta una latitud de 65 ° (ver también: geografía de Marte ).
Contiene la cuenca del Goethe , cuyo diámetro de al menos 400 km (250 millas) la convierte en la sexta cuenca de impacto más grande observada en las imágenes del Mariner 10 [1] [2] [3] (Murray y otros, 1974; Boyce y Grolier, 1977; Strom, 1977) y el séptimo más grande conocido con el descubrimiento de la Cuenca Skinakas . La mitad oeste del área cartografiada (entre 100 ° y 190 ° O de longitud) está dominada por cráteres más antiguos y por material de llanuras entre cráteres que se encuentra entre ellos y dentro de ellos. Materiales de cráter más jóvenes, material de llanuras intermedias y pequeños parches de material de llanuras lisas se superponen a todas las demás unidades. El cráter Verdi, 122 km (76 millas) de diámetro, es el más grande de los cráteres más jóvenes. Su extenso manto de eyección y el campo de cráteres secundarios se superponen sobre materiales de llanuras y cráteres más antiguos.
La mitad este del área cartografiada (entre 0 ° y 100 ° O de longitud) se caracteriza por material de llanuras lisas [4] (Murray y otros, 1974). Esta unidad cubre vastas extensiones de Borealis Planitia , una depresión de unos 1.000 km (620 millas) de diámetro que tiene un límite oeste arqueado irregular. Esta depresión está ubicada sobre el sitio (s) de una o varias estructuras de impacto antiguas [3] [4] (Boyce y Grolier, 1977).
Imágenes de mariner 10
En la región de Borealis, las imágenes del Mariner 10 están disponibles solo para el hemisferio occidental, desde los 0 ° largos hasta los 190 ° W de largo. Mercurio estaba en la oscuridad más allá de los 190 ° W de largo el 29 de marzo de 1974, cuando se realizó el primer sobrevuelo del Mariner 10. las fotografías más útiles de la región. La mayoría de las fotografías utilizadas para el mapeo geológico fueron adquiridas por la nave espacial que partía durante la primera pasada (Mercurio I). El encuentro con Mercury II no proporcionó imágenes utilizables del área del mapa; Durante el tercer sobrevuelo, el 17 de marzo de 1975, se adquirieron dos fotografías de baja oblicua adecuadas para la cartografía geológica. [5] No se dispone de pares de fotografías estereoscópicas para la región Borealis.
Debido a que el terminador estaba a unos pocos grados del meridiano 0 ° -180 ° en el momento del primer encuentro, se adquirieron fotografías de la región en una amplia gama de condiciones de iluminación. Estas condiciones y la gran oblicuidad de las fotografías obstaculizaron la interpretación geológica de los materiales de la superficie en el área del mapa, como lo hicieron en Kuiper (De Hon y otros, 1981), Victoria (McGill y King, 1983) y Shakespeare (Guest y Greeley). , 1983) cuadrángulos al sur.
Clima
El plano ecuatorial de Mercurio está inclinado menos de 2 ° con respecto a su plano orbital (Klaasen, 1976; Murray y otros, 1981, p. 28); su período de rotación de 58,64 días terrestres está en resonancia de dos tercios con su período orbital de 87,97 días terrestres (Colombo, 1965; Colombo y Shapiro, 1966). [5] El retraso resultante y la excentricidad orbital crean una variación de la temperatura media no solo con la latitud, como en la Tierra, sino también con la longitud. Sin embargo, debido al período de rotación relativamente lento de Mercurio, las variaciones diurnas de temperatura probablemente superan en gran medida las variaciones de temperatura media a lo largo de la latitud y la longitud, incluso en las latitudes altas. Su pronunciada excentricidad orbital (0,2563) hace que la intensidad solar aparente en Mercurio varíe en más de un factor de 2 a lo largo de un año mercuriano, [6] correspondiente a aproximadamente un 20 por ciento de cambio en la temperatura de equilibrio. Además, la conservación del momento angular orbital y el acoplamiento espín-órbita provocan una variación considerable en la duración de la luz del día. Los amaneceres y atardeceres se prolongan por el largo tiempo de tránsito del horizonte mercuriano a través del disco solar, de modo que la luz del día se alarga y la noche se reduce en varios días terrestres al atardecer y viceversa al amanecer (Robert Wildey, US Geological Survey, comunicación oral, mil novecientos ochenta y dos). A pesar de estas consideraciones y a pesar del rango diario de temperaturas superficiales de varios cientos de kelvin, la temperatura del subsuelo en las regiones polares siempre permanece muy por debajo del punto de congelación (Murray, 1975).
Estratigrafía
Dentro de la región de Borealis, tres unidades de llanuras extendidas se reconocen en gran medida por sus diferencias obvias en la densidad de los cráteres, que está estrechamente relacionada con la edad relativa (Soderblom y Boyce, 1972). Desde las más con muchos cráteres (las más antiguas) hasta las menos cráteres (las más jóvenes), estas unidades son material de llanuras entre cráteres, material de llanuras intermedias y material de llanuras lisas. La identificación visual se confirma y refina mediante recuentos reales de cráteres. Si se utiliza la superficie lunar como marco de referencia, la densidad de cráteres de las llanuras de Mercurio en la región de Borealis está delimitada por la de las tierras altas lunares , la superficie lunar con más cráteres, y la de Oceanus Procellarum , una superficie de yegua lunar moderadamente cráter. . La curva de las tierras altas lunares se derivó de los recuentos de cráteres en la región al noroeste del cráter Tsiolkovskiy , entre el cráter Mendeleev y Mare Smithii . La curva para la parte sureste de Oceanus Procellarum se obtuvo en un área centrada cerca de los 2 ° 00 'de latitud norte y 31 ° 00' de longitud oeste, al sur del cráter Kunowsky. El Ocean Procellarum se ha considerado durante mucho tiempo cercano a la “yegua lunar promedio” (Hartmann, 1966, 1967); su densidad de cráteres es intermedia entre la del Mare Tranquillitatis, que tiene muchos cráteres, y el Mare Serenitatis, que tiene pocos cráteres .
El material de Borealis Planitia no se incluyó en el recuento de llanuras lisas porque las imágenes del área estaban borrosas por el movimiento de la nave espacial, por lo que no se pudieron obtener recuentos de cráteres confiables. Sin embargo, las llanuras suaves al sur de los 65 ° de latitud norte en el cuadrilátero de Shakespeare , en el cráter Strindberg y en Suisei Planitia , se incluyen en estos recuentos. Los materiales llanos que se encuentran fuera de Borealis Planitia se distribuyen en cinturones irregulares, que son subparalelos al terminador y entre sí. Hacia el este desde 190 ° W de largo, se observa el siguiente patrón de cinturón: material de llanuras entre cráteres, material de llanuras intermedias y nuevamente material de llanuras entre cráteres. Los tres cinturones se extienden hacia el sur hasta el cuadrilátero de Shakespeare (Guest y Greeley, 1983).
Distinguir un tipo de material de llanura de otro por variaciones en la rugosidad y la densidad del cráter depende en gran medida de la resolución y las condiciones de iluminación de los marcos individuales de Mariner (Schaber y McCauley, 1980). Esta restricción está bien documentada para la Luna (Masursky y otros, 1978, p. 80-81) y para Marte (Boyce y otros, 1976). En la región de Borealis, donde se obtuvieron imágenes de los materiales entre cráteres y llanuras intermedias en un ángulo solar cada vez más bajo cerca del terminador, el número de pequeños cráteres observables aumenta con la distancia decreciente desde el terminador y el ángulo solar concomitantemente decreciente. Esta discrepancia en la aparente abundancia de cráteres ocurre solo para cráteres que tienen diámetros pequeños y pueden obviarse contando solo cráteres mayores de 3 km (1,9 millas) de diámetro.
Materiales de llanuras más antiguas
El material de las llanuras entre cráteres es la unidad de mapa reconocible más antigua de la región de Borealis. Se encuentra entre grandes cráteres desde aproximadamente 155 ° a 190 ° W de largo, y también ocurre entre grupos de cráteres grandes muy compactos y superpuestos al oeste del cráter Gauguin y al sur y sureste del cráter Mansart . La unidad fue descrita originalmente por Trask y Guest, [2] quienes la consideraron la unidad más extendida en Mercurio; Strom [3] informó que este material cubre un tercio de la superficie vista por Mariner 10. La principal característica morfológica del material de las llanuras entre cráteres es la alta densidad de cráteres superpuestos de 5 a 10 km de diámetro, que comúnmente son poco profundos y alargados; probablemente son cráteres secundarios derivados de grandes cráteres primarios cercanos que se superponen a la unidad. Como un grupo, los grandes cráteres y las llanuras intercráteres asociadas forman parte del terreno lleno de cráteres definido por Trask y Guest. [2]
La edad relativa y la naturaleza del material de las llanuras entre cráteres son tan inciertas en la región de Borealis como en otras partes de Mercurio. Strom [3] notó la similitud en las morfologías superficiales entre las llanuras entre cráteres mercurianos y las llanuras con hoyos pre- Imbrianos al sur-suroeste de Mare Nectaris en la Luna (Wilhelms y McCauley, 1971; Scott, 1972). Los hoyos en las llanuras con hoyos lunares pre-Imbrianos son similares a los pequeños secundarios que salpican la superficie del material de las llanuras intercráteres de Mercurio. En la Luna, el material de las llanuras con hoyos pre-Imbrianos envuelve la Formación Janssen (Scott, 1972), cuya base se define como la base del Sistema Nectariano (Stuart-Alexander y Wilhelms, 1975). Sin embargo, la densidad del cráter del material de las llanuras entre cráteres en la región de Borealis coincide con la de un área en el lado lejano de la Luna, en la región al noroeste del cráter Tsiolkovskiy delimitada por el cráter Mendeleev y Mare Smithii . Este área está dominada por pre-Nectarian terra unmantled y pre-Nectarian y Nectarian cráteres (Wilhelms y El- Baz, 1977). La similitud en la densidad del cráter del material de las llanuras entre cráteres en Mercurio y del terreno prenectario en la Luna es geológicamente significativa, ya que muestra que las superficies más antiguas reconocibles tanto en Mercurio como en la Luna pasaron por etapas similares de cráteres corticales, pero no necesariamente al mismo tiempo geológico absoluto. Las diferencias en la densidad de los cráteres, así como en las relaciones de ensanchamiento en la región de Borealis, muestran que el material de las llanuras entre cráteres y el material de las llanuras intermedias más suaves son más jóvenes que muchos cráteres en el área al noreste del cráter Turgenev , y más antiguos que el material de las llanuras lisas en Borealis Planitia.
La edad relativa del material de las llanuras entre cráteres influye en su origen. [3] Si es muy antiguo, el material de las llanuras entre cráteres puede consistir en anortosita derivada de un océano de magma como el que pudo haber existido en la Luna (Wood y otros, 1970). Si se coloca durante las últimas etapas de la evolución del mercurio, puede consistir en eyecciones de la cuenca o flujos de lava . Sin embargo, en todo el planeta, la evidencia morfológica de un origen de impacto en lugar de uno volcánico no es convincente. [3] Independientemente de si alguna de las hipótesis se confirma o no, el emplazamiento de material de llanuras entre cráteres probablemente comenzó durante una etapa temprana de intenso bombardeo de acreción [7] (Guest y O'Donnell, 1977) y se prolongó hasta el momento de la formación de las llanuras intermedias. material.
Esta conclusión general parece estar apoyada en la región de Borealis por la relativa escasez de cráteres entre 30 y 60 km de diámetro. Esta escasez puede indicar el resurgimiento por superposición de cráteres y cobertura por eyección de cráter o resurgimiento por flujos de lava. Los cráteres de ≥60 km de diámetro en Mercurio también son relativamente escasos en comparación con cráteres similares en las tierras altas lunares al noroeste del cráter Tsiolkovskiy. La densidad reducida de grandes cráteres y cuencas en Mercurio en relación con la Luna podría ser una función de diferentes tasas de población de cráteres en estos cuerpos o un efecto de diferentes historias de la corteza (Schaber y otros, 1977).
El material de llanuras intermedias tiene una rugosidad y densidad de cráter transicional entre el material de llanuras entre cráteres y el material de llanuras lisas. En la región de Borealis, la unidad se encuentra en un cinturón bastante extenso que se extiende desde el cuadrilátero de Shakespeare hasta Borealis al norte y noreste de Suisei Planitia . El material de las llanuras intermedias se reconoció y cartografió por primera vez en el cuadrilátero de Tolstoj (Schaber y McCauley, 1980), donde se encuentra principalmente en el suelo de los cráteres. Se identificó allí por una densidad de cráteres más baja que la del material de las llanuras entre cráteres y por “una menor incidencia de pequeños cráteres de halo brillante que los que se encuentran en el material de las llanuras lisas” (Schaber y McCauley, 1980). Ambas características también son típicas del material de llanuras intermedias en la región de Borealis.
Materiales de lavabo
La cuenca del Goethe es una gran depresión circular que mide aproximadamente 400 km (250 millas) de diámetro desde la cresta del borde hasta la cresta del borde. Goethe está delimitado en sus lados norte y este por una pared de suave pendiente y un material de borde bajo, irregular y discontinuo que puede consistir en depósitos de eyección. Estos materiales son similares a los que se encuentran alrededor de la cuenca Caloris en el cuadrilátero de Tolstoj (Schaber y McCauley, 1980). En su lado oeste, Goethe está delimitado por al menos tres crestas subparalelas o bloques inclinados, que están separados por canales estrechos parcialmente llenos de material liso de llanura. Restos montañosos y montañosos que se asemejan a depósitos de cuencas y eyecciones sobresalen por encima de la pared de la cuenca suavemente inclinada. Se extienden al suroeste y al norte de la cuenca más allá de una cresta de borde muy tenue, baja y apenas perceptible a una distancia de la mitad a un tercio del radio de la cuenca. Goethe es más antiguo que el material de las llanuras lisas por el cual su pared, la cresta del borde y la mayor parte de sus eyecciones fueron parcialmente enterradas. La cuenca de impacto de Goethe puede ser más antigua que algunos materiales de llanuras entre cráteres y grandes cráteres cercanos. También es mucho más antigua que la Cuenca Caloris. (McCauley y otros, 1981).
Varias estructuras de impacto adicionales dentro y al sur de la región de Borealis muestran suficiente detalle estructural para ser llamadas cuencas, aunque sus diámetros son menores que el límite inferior de 200 km elegido arbitrariamente adoptado por Murray y otros (1974) para las cuencas de mercurio. El más grande y antiguo de ellos es Botticelli , un cráter de 140 km (87 millas) de diámetro centrado a 64 ° N de latitud, 110 ° W de longitud. Solo las partes más al norte del borde y el interior del cráter se encuentran dentro del área mapeada, pero se reconoce el remanente fantasma de un anillo interior ahora inundado por material de llanuras lisas (FDS 148) más al sur en el cuadrilátero de Shakespeare . Turgenev , de 110 km (68 millas) de diámetro, es lo suficientemente grande como para ser una cuenca de pico central (Wood y Head, 1976), aunque el anillo de pico probablemente se haya ocultado bajo material liso de llanura. Los bordes de Botticelli y Turgenev están cubiertos de cráteres densamente compactados, la mayoría de los cuales se asemejan a los cráteres secundarios que ocurren típicamente en el material de las llanuras entre cráteres. Por lo tanto, Botticelli y Turgenev son al menos tan antiguos como el material de las llanuras entre cráteres y pueden ser equivalentes en edad a la cuenca de impacto de Goethe. Se puede presentar un argumento similar para la edad de la cuenca de Monteverdi , de 130 km de diámetro, centrada a 64 ° de latitud norte, 77 ° de longitud al oeste en el cuadrilátero de Victoria . Los cráteres más jóvenes Jókai y Verdi , que tienen picos centrales prominentes y anillos interiores discontinuos como fantasmas, probablemente se califican como cuencas de picos centrales (Wood y Head, 1976). Ambas estructuras son considerablemente más jóvenes que la Cuenca Caloris.
En la región de Borealis no se puede identificar sin ambigüedades ningún material similar a la facies de cráteres lineados o secundarios de la Formación Van Eyck , la unidad más distintiva y distante del Grupo Caloris (McCauley y otros, 1981). Hay algunas colinas o protuberancias redondeadas, demasiado pequeñas para ser mapeadas; son morfológicamente similares a los bloques de la Formación Odin que rodean la Cuenca Caloris en el cuadrilátero de Shakespeare (Guest y Greeley, 1983), ya las características de la Formación Alpes alrededor de la Cuenca Imbrium en la Luna. Dos de las protuberancias más llamativas tienen posiblemente 2 km (1,2 millas) de largo y 0,2 km (0,12 millas) de ancho; se elevan sobre el material liso de las llanuras que llena un cráter irregular, sin cartografiar, muy degradado a 69 ° N, 157 ° W (FDS 088). Estas protuberancias se encuentran a unos 1.100 km (680 millas) al noreste de Caloris Montes y pueden representar la eyección de la Cuenca Caloris. Alternativamente, pueden estar asociados con la eyección del cráter Verdi o con la eyección lineal y del cráter secundario que brotan hacia el sureste desde un cráter sin nombre al norte y adyacente al cráter Nizami . Otra característica morfológica que puede estar relacionada con el evento de la Cuenca Caloris consiste en surcos en el material de las llanuras entre cráteres y en las paredes orientadas al suroeste de cráteres como Mansart . Estos surcos tienen hasta varios kilómetros de largo y varios cientos de metros de ancho. La dirección de alargamiento de muchos pequeños cráteres secundarios también sugiere un origen relacionado con el evento Caloris.
Material de llanuras más joven
El material liso de las llanuras (unidad ps) forma las vastas extensiones de Borealis y Suisei Planitiae, así como la mayoría de los suelos de cuencas y cráteres. Es la unidad estratigráfica más extensa en la región Borealis, cubriendo el 30 por ciento del área cartografiada. La superficie del material de las llanuras lisas tiene pocos cráteres en comparación con la del material de las llanuras entre cráteres. Las crestas de las arrugas son comunes. Tanto el suelo de la cuenca de Goethe como los cráteres más jóvenes (ahora observados como cráteres enterrados) superpuestos sobre ella están cubiertos por material liso de llanura; la unidad también llena cráteres fantasma e inundados que son comunes tanto en Borealis como en Suisei Planitiae y se asemejan al cráter lunar Arquímedes . El enorme volumen de material de llanuras lisas que debe subyacer a Borealis Planitia para enterrar la topografía preexistente, así como la presencia del material en los pisos de cuencas y cráteres, sugieren que el material de llanuras lisas se emplazó en un estado fluidizado como lava volcánica. flujos [1] (Murray y otros, 1974). A pesar de que los frentes de flujo no se pueden mapear de manera inequívoca en Borealis Planitia, una evidencia adicional del origen volcánico de la unidad proviene de su superposición con el material de las llanuras entre cráteres, mejor observado a lo largo del borde oeste de Borealis Planitia (FDS 85, 152, 153, 156 y 160). ). Los diversos tipos de material de llanuras reconocidos en Mercurio exhiben poco contraste tonal. El albedo del material de las llanuras lisas es más alto que el del material de la yegua lunar (Hapke y otros, 1975). La similitud en el albedo entre el material de las llanuras lisas mercurianas y el material de las llanuras de luz lunar llevó a Wilhelms [8] a extender la analogía a la composición: sugirió que ambas unidades consisten en eyecciones de impacto similares a la formación lunar Cayley muestreada por el Apolo 16 . Wilhelms [9] incluso planteó la hipótesis de que la cuenca de origen del material de las extensas llanuras de Borealis Planitia "bien podría estar al acecho en la oscuridad más allá del terminador". Strom ofrece una discusión más completa del problema. [3]
Materiales de cráter
En la región de Borealis, los cráteres se mapean de acuerdo con la clasificación quíntuple propuesta por McCauley y otros (1981), que determina las edades de los cráteres de Mercurio sobre la base del diámetro del cráter y la degradación morfológica. Los cráteres de menos de unos 30 km (19 millas) de diámetro no están mapeados. Todas las cuencas entre 100 km (62 millas) y 200 km (120 millas) de diámetro (incluidas las que tienen picos centrales y anillos de picos) se mapean como cráteres. Los criterios utilizados para determinar las estructuras de impacto son los componentes morfológicos del cráter, como los rayos, los rayos secundarios, los bordes de hummocky, varias facies de eyección del cráter, la geometría y la estructura del cráter, o una combinación de estos.
No se observaron cráteres con rayos de ≥ 30 km (19 millas) de diámetro en el área cartografiada, pero muchos rayos moderadamente brillantes y difusos se extienden a través del material de las llanuras lisas u ocurren como halos alrededor de cráteres muy pequeños en Borealis Planitia. Un tren de rayos discontinuos con tendencia noreste, que se extiende a través de Borealis Planitia hasta la cuenca del Goethe, puede irradiar desde pequeños cráteres con rayos sin nombre ni cartografiados cerca del borde sur del área del mapa. La relativa escasez de pequeños cráteres de halo brillante en el material de las llanuras intermedias, quizás debido a las propiedades físicas únicas de este material, se observó por primera vez en el cuadrilátero de Tolstoj (Schaber y McCauley, 1980); esta escasez también es característica de la unidad en la región Borealis.
El rango balístico reducido de Mercurio en comparación con la Luna es causado por el campo gravitacional más fuerte de Mercurio [3] (McCauley y otros, 1981). [10] Este fenómeno, que da como resultado una dispersión reducida de eyecciones y cráteres secundarios, se observa mejor dentro de la región Borealis alrededor de los cráteres Verdi [2] [10] y Depréz. Las ligeras diferencias entre las morfologías de los cráteres mercurianos y lunares no están relacionadas con las diferencias en los campos gravitacionales mercurianos y lunares [3] (Cintala y otros, 1977; Malin y Dzurisin, 1977, 1978;). En cambio, los componentes morfológicos del interior de los cráteres y la abundancia de picos centrales y terrazas en ambos cuerpos parecen estar relacionados con las propiedades físicas del material objetivo [3] (Cintala y otros, 1977; Smith y Hartnell, 1978). Trask e Guest [2] cartografiaron los cúmulos de grandes cráteres muy compactos y superpuestos al oeste del cráter Gauguin y al este del cráter Mansart, junto con los cráteres aislados cercanos y el material circundante, como un terreno lleno de cráteres. Según ellos, muchos de los pequeños cráteres superpuestos en las áreas entre cráteres pueden ser secundarios de los cráteres grandes. También observaron que los interiores de estos grandes cráteres están llenos de material que tiene menos cráteres, es más suave y, por lo tanto, más joven que el material de las llanuras entre cráteres.
En la región de Borealis se encuentran dos tipos de cráteres fantasma; ambos están casi borrados por el material liso de las llanuras. En un tipo que se encuentra a lo largo del borde noroeste de Suisei Planitia (Guest y Greeley, 1983), solo las partes superiores de las paredes y los bordes sobresalen del material liso de las llanuras. Los cráteres fantasma de este tipo muestran crestas de borde redondeadas que están densamente cubiertas de cráteres con secundarios, una característica típica de la superficie rugosa del material de las llanuras entre cráteres. Estos cráteres están cubiertos por material de llanura suave y, por lo tanto, son más antiguos que él; una relación similar ocurre en la Luna, donde se ve que el cráter Arquímedes es más antiguo que el material de yegua que contiene. Otro tipo de cráter fantasma, común en Borealis Planitia, se reconoce solo por un contorno irregular o delgado de una cresta bajo un manto delgado de material liso de llanura; la cresta de la llanta enterrada se muestra en el mapa. El cráter fantasma poligonal centrado a 82,5 ° de latitud N., 100 ° de longitud W, al noroeste de Depréz, es una forma de transición entre estos dos tipos. El oscurecimiento polar generalmente falta en Mercurio (Hapke, 1977), pero el oscurecimiento en áreas restringidas puede deberse a la deposición en fase de vapor que acompaña a los impactos de micrometeoritos [3] (Hapke, 1977). En la región de Borealis, el oscurecimiento de la superficie afecta a algunos pisos de cráteres, y las áreas de bajo albedo se mapean tanto en llanuras intermedias como en materiales de llanuras lisas. Las llanuras de bajo albedo son marginales a los límites de Borealis y Suisei Planitiae, lo que sugiere que el oscurecimiento puede deberse a materiales volátiles internos que escapan a lo largo de los márgenes fracturados de cuencas enterradas o muy degradadas no reconocidas.
Estructura
Una de las principales diferencias entre las superficies mercurianas y lunares es "la distribución generalizada [en Mercurio] de escarpes lobulados que parecen ser fallas de empuje o reversas como resultado de un período de compresión de la corteza ..." [11] Estos escarpes son estructurales únicos accidentes geográficos que se observaron poco después de la adquisición de las fotografías del Mariner 10. Murray y otros (1974) los describieron con un contorno sinuoso, un frente ligeramente lobulado y una longitud de más de 500 km. Strom y otros dan una descripción más detallada. [1] Dzurisin (1978) clasificó estas escarpas, diferenciando entre escarpas intercráter e intracráter (un esquema adoptado en el mapeo de la región Borealis) en un intento de comprender la historia tectónica y volcánica de Mercurio. Melosh (1977) y Melosh y Dzurisin (1978) propusieron una cuadrícula planetaria compuesta de fracturas de cizallamiento conjugadas con dirección noreste y noroeste formadas por las tensiones del desprendimiento de las mareas al principio de la historia mercuriana. Pensaron que estas fracturas se modificaron más tarde y predijeron que las fallas normales con tendencia al este causadas por tensiones tensionales se encontrarían en las regiones polares. En un informe posterior, Pechmann y Melosh (1979, p. 243) afirmaron que "las tendencias NE y NW se vuelven casi NS en las regiones polares".
El componente de tendencia noroeste de la cuadrícula global de fracturas postulada está marcadamente ausente en la región de Borealis. Sin embargo, las escarpas y depresiones con tendencia noreste son conspicuas a través del material de llanuras entre cráteres y en el relleno de cráteres (material de llanuras lisas) entre los meridianos 155 ° y 185 °, y desde el cráter Van Dijck hacia el norte hasta el cráter Purcell y más allá. Las escarpas tienden a ser rectas en el material de las llanuras entre cráteres, pero se vuelven notablemente lobuladas en el relleno del cráter (por ejemplo, dentro de Saikaku ). Este conjunto de escarpes y depresiones con tendencia al noreste, y otro conjunto de escarpes y depresiones con tendencia al norte dentro y al norte del cráter Van Dijck, probablemente siguen zonas de debilidad estructural en la corteza mercuriana. Las fracturas antiguas que se reactivaron por impactos posteriores pueden haber proporcionado primero los conductos para el relleno del cráter (material de llanuras lisas) y luego haberse propagado hacia arriba a través del relleno. No se puede afirmar de manera concluyente que estas crestas, escarpes y depresiones son partes de una cuadrícula global de fracturas debido a su proximidad al terminador y la falta de cobertura fotográfica más allá del meridiano de 190 °. Algunas escarpas probablemente se formaron por fallas normales del material de las llanuras lisas que cubre algunos pisos de cráteres, como en el cuadrilátero de Kuiper (Scott y otros, 1980). Sin embargo, no podemos determinar si la mayoría de los lineamientos son internos o son partes de una facies con fallas y alineadas asociadas con una cuenca de impacto cercana pero no fotografiada. Melosh (1977) predijo que se formarían fallas normales con tendencia al este en las latitudes altas de Mercurio como resultado de un ligero acortamiento de la corteza. Sus fallas predichas pueden estar representadas por una escarpa de tendencia generalmente este-noreste y un lineamiento que atraviesa el material de las llanuras intermedias y el cráter Jókai entre los meridianos 125 ° y 155 °. El polo norte está demasiado cerca del terminador para detectar la presencia o ausencia de una "disposición poligonal sin orientación preferida", como lo predijeron Melosh y Dzurisin (1978, p. 233).
Los lineamientos arqueados y radiales que podrían resultar de los ajustes tectónicos de la corteza de Mercurio, después de la excavación de cuencas de impacto de múltiples hilos muy grandes, como la postulada bajo Borealis Planitia [3] [4] (Boyce y Grolier, 1977), no se identificaron inequívocamente en la región Borealis. Por un lado, algunas crestas en la superficie del material de llanuras lisas en Borealis Planitia pueden ser de origen estructural (interno); este tipo de cresta en otras partes de Mercurio se ha atribuido a la compresión y un ligero acortamiento de la corteza [1] (Melosh, 1977; Melosh y Dzurisin, 1978). Por otro lado, la cresta sinuosa en forma de arrugas a lo largo del borde noreste de la cuenca del Goethe, junto con los escarpes concéntricos que miran hacia afuera a lo largo de su periferia, pueden representar los frentes de flujos de lava que están asociados con el desarrollo de un foso estructural entre la cuenca. llenar y la pared. La última interpretación apoya la opinión de que los cráteres y cuencas de impacto en Mercurio, como en la Luna (Schultz, 1977) y Marte, “han jugado un papel dominante en el control de la expresión superficial de la actividad ígnea” (Schultz y Glicken, 1979, p. 8033). El ajuste isostático lento y duradero del suelo de la cuenca puede haber continuado mucho después del emplazamiento del relleno de la cuenca, una situación estructural similar a la del cráter Posidonius en la Luna (Schaber y otros, 1977, Schultz, 1977).
En Borealis Planitia, sin embargo, la mayoría de las crestas son de origen externo. Parecen delinear las crestas de los bordes de los cráteres fantasmas subyacentes que están ligeramente cubiertos por material liso de las llanuras o ser frentes de flujo de lava. El mapa muestra las crestas de los bordes de 20 cráteres fantasmas, que varían en diámetro de 40 a 160 km, que están enterrados bajo el material de llanuras lisas de Borealis Planitia, material coextensivo con el relleno que cubre el piso de la cuenca del Goethe. Además, las eyecciones del cráter Depréz se extienden más de 40 km hacia el este más allá de una escarpa circular que puede representar la cresta del borde de un cráter enterrado de 170 km de diámetro (FDS 156, 160) o, más probablemente, el frente de los flujos de lava. El tamaño y la densidad de estos cráteres fantasma sugieren que, antes del emplazamiento del material liso de las llanuras, la superficie original con muchos cráteres de Borealis Planitia, que puede haber sido el suelo lleno de cráteres de una gran cuenca de impacto de múltiples hileras, y el suelo lleno de cráteres del Goethe. Las cuencas eran similares en composición y edad al material de las llanuras entre cráteres de las tierras altas al oeste. Muchos escarpes en Borealis Planitia son subconcéntricos al borde de la cuenca del Goethe y tienen pendientes más pronunciadas que miran hacia afuera, lo que sugiere que representan los frentes de flujos de lava que resurgieron áreas extensas de terreno con muchos cráteres (intercrater o material de llanuras más antiguas).
Historia geológica
Murray y otros (1975) postularon cinco períodos para constituir la historia de la superficie de Mercurio: (1) acreción y diferenciación; (2) bombardeo terminal; (3) formación de la Cuenca Caloris; (4) inundación de esa cuenca y otras áreas; y (5) cráteres ligeros en las llanuras lisas. Solo los períodos posteriores a la acreción son directamente interpretables dentro de la región de Borealis.
El material de las llanuras entre cráteres, que puede ser un agregado reelaborado y mixto de depósitos volcánicos y de impacto, se colocó durante un largo período que se extendió más allá de la creación de la cuenca de Goethe y muchas cuencas y cráteres más pequeños. Las escarpas y depresiones que se extienden a través del material de las llanuras entre cráteres pueden indicar un episodio de compresión temprano que siguió a una expansión y diferenciación incluso más temprana de la corteza. El tamaño y la densidad de los cráteres fantasma que son detectables bajo el material de las llanuras lisas en el interior de la cuenca de Goethe son indicativos de un piso de la cuenca original muy modificado por los cráteres y el emplazamiento de materiales intercráteres antes del emplazamiento de materiales de llanuras intermedias y lisas. Esta interpretación implica, por lo tanto, que la formación de la cuenca del Goethe fue anterior o se produjo poco después de que hubiera comenzado el emplazamiento del material de las llanuras entre cráteres. La relativa similitud en el albedo de las llanuras de Mercurio, ya sea que estén formadas por materiales intercráteres, intermedios o de llanuras lisas, también sugiere una similitud en la composición química y posiblemente en el modo de emplazamiento de los materiales de las llanuras. Sin embargo, la alta densidad de cráteres de los materiales entre cráteres y llanuras intermedias hace que sea probable, sin embargo, que los tipos de rocas originales de estas dos unidades (ya sea basalto , derretimiento de impacto o brecha de impacto ) se modificaron considerablemente por una mayor brecha después del emplazamiento.
La cuenca de Goethe es considerablemente más antigua que la cuenca de Caloris. La ubicación del material de las llanuras lisas de Borealis Planitia durante varios o muchos episodios dio como resultado la renovación y el alisado del material original de la cuenca del Goethe y sus alrededores durante cientos de kilómetros.
La superficie mercuriana alcanzó su configuración actual hace varios miles de millones de años (Solomon, 1978). Desde entonces, solo ha sido ligeramente alterado por cráteres de impacto, que se superponen ubicuamente a todos los demás depósitos. Guest y O'Donnell (1977), Davies y otros, [12] y Strom han ofrecido resúmenes generalizados de la historia de Mercury . [3]
Fuentes
- Grolier, Maurice J .; Joseph M. Boyce (1984). "Mapa geológico de la región Borealis (H-1) 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 papel como Mapa I – 1660 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del USGS, como parte del Atlas de Mercurio, Serie Geológica 1: 5,000,000. Se encuentra disponible una copia impresa a la venta en US Geological Survey, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)
Referencias
- ^ a b c d 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 .
- ^ a b c d e 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 f g h yo j k l m Strom, RG (1979). "Mercurio: una evaluación post-Mariner 10". Reseñas de ciencia espacial . 24 (1): 3–70. doi : 10.1007 / bf00221842 .
- ^ a b c 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 .
- ^ a b Davies, ME; Dwornik, SE; Gault, DE; Strom, RG (1978). Atlas de Mercurio . Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio. pag. 31. ISBN 978-1-114-27448-8. Publicación especial SP-423.
- ^ Davies, ME; Dwornik, SE; Gault, DE; Strom, RG (1978). Atlas de Mercurio . Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio. pag. 2. ISBN 978-1-114-27448-8. Publicación especial SP-423.
- ^ 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 .
- ^ Wilhelms, DE (1976). "Vulcanismo mercuriano cuestionado". Ícaro . 28 (4): 551–558. doi : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90128-7 .
- ^ Wilhelms, DE (1976). "Vulcanismo mercuriano cuestionado". Ícaro . 28 (4): 556. doi : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90128-7 .
- ^ 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 .
- ^ Strom, RG (1979). "Mercurio: una evaluación post-Mariner 10". Reseñas de ciencia espacial . 24 (1): 10-11. doi : 10.1007 / bf00221842 .
- ^ Davies, ME; 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.
- Boyce, JM, Dial, AL y Masursky, Harold, 1976, El ángulo óptimo del sol para obtener fotografías de las características de la superficie marciana desde la órbita: Informe interagencial del Servicio Geológico de los Estados Unidos: Astrogeología 78, 8 p.
- Boyce, JM y Grolier, MJ, 1977, The geology of the Goethe (Hl) quadrangle of Mercury, en Arvidson, Raymond y Wahmann, Russell, eds., Reports of planetary geology program, 1976-1977: National Aeronautics and Space Memorándum técnico de administración X-3511, pág. 237.
- Cintala, MJ, Wood, CA y Head, JW, 1977, Los efectos de las características del objetivo en la morfología del cráter fresco: Resultados preliminares para la luna y Mercurio: Conferencia de ciencia lunar, 8ª, Houston, 1977, Actas, p. 3409–3425, 4 figs., 3 tablas.
- Colombo, Giuseppe, 1965, Período de rotación del planeta Mercurio: Naturaleza , v. 208, no. 5010, pág. 575.
- Colombo, Giuseppe y Shapiro, II, 1966, La rotación del planeta Mercurio: The Astrophysical Journal , v. 145, p. 296-307.
- De Hon, RA, Scott, DH y Underwood, JR, Jr., 1981, mapa geológico del cuadrángulo de Kuiper de Mercurio; Mapa I-1233 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU., Escala 1: 5.000.000.
- 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.
- Guest, JE, y Greeley, Ronald, 1983, Mapa geológico del cuadrilátero de Shakespeare de Mercurio: Mapa de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio geológico de EE. UU. I-1408, escala 1: 5.000.000.
- Guest, JE y O'Donnell, WP, 1977, Surface history of Mercury: A review: Vistas in Astronomy , v. 20, p. 273–300.
- Hapke, Bruce, 1977, Interpretaciones de observaciones ópticas de Mercurio y la Luna: Física de la Tierra e Interiores Planetarios , v. 15, p. 264-274.
- Hapke, Bruce, Danielson, GE, Jr., Klaasen, Kenneth y Wilson, Lionel, 1975, Observaciones fotométricas de Mercurio de Mariner 10: Journal of Geophysical Research , v. 80, no. 17, pág. 2431–2443
- Hartmann, WK, 1966, Cráteres lunares tempranos: Ícaro , v. 5, n. ° 4, p. 406– 418.
- Hartmann, WK, 1967, Conteo de cráteres lunares, III: Variaciones post yegua y "Arquímedes": Laboratorio Lunar y Planetario, Comunicación no. 116, v. 7, pt. 3, pág. 125-129.
- Klaasen, KP, 1976, Eje y período de rotación de Mercurio: Ícaro , v. 28, no. 4, pág. 469–478.
- 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, 7 figs., 7 tablas.
- Malin, MC y Dzurisin, Daniel, 1978, Modificación de formas terrestres de cráteres frescos: Evidencia de la Luna y Mercurio: Revista de Investigación Geofísica , v. 83, no. Bl, pág. 233–243.
- Masursky, Harold, Colton, GW y El-Baz, Farouk, eds., 1978, Apollo over the Moon: A view from orbit : National Aeronautics and Space Administration Special Publication 362, 255 p.
- 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.
- McGill, GE y King, EA, 1983, Mapa geológico del cuadrilátero Victoria de Mercurio: Mapa de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio geológico de EE. UU. I-1409, escala 1: 5.000.000.
- 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 mercuriana: ¿Una consecuencia del desprecio de las mareas ?: Ícaro , v. 35, no. 2, pág. 227–236.
- Murray, BC, Belton, JJS, Danielson, GE, Davies, ME, Gault, DE, Hapke, Bruce, O'Leary, Brian, Strom, RG, Suomi, Verner y Trask, Newell, 1974, superficie de Mercurio: deserción preliminar e interpretación de las imágenes de Mariner 10 : Science , v. 185, no. 4146, pág. 169-179.
- Murray, BC, Malin, MC y Greeley, Ronald, 1981, Planetas similares a la Tierra: San Francisco, WH Freeman and Co., 387p.
- 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.
- 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, Trask, Nueva Jersey, 1977, Luna-Mercurio: Grandes estructuras de impacto, isostacia, una viscosidad cortical promedio: Física de la Tierra e Interiores Planetarios , v. 15, núms. 2-3, pág. 189-201.
- Schaber, GG y McCauley, JF, 1980, Mapa geológico del cuadrilátero de Tolstoj de Mercurio: Mapa de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio geológico de EE. UU. I-1199, escala 1: 5.000.000.
- Schultz, PH, 1977, Modificación endogénica de cráteres de impacto en Mercurio: Física de la Tierra e interiores planetarios , v. 15, núms. 2-3, pág. 202–219.
- Schultz, PH y Gicken, Harry, 1979, Control de cráteres de impacto y cuencas de procesos ígneos en Marte: Journal of Geophysical Research , v. 84, no. B14, pág. 8033–8047.
- Scott, DH, 1972, Mapa geológico del cuadrángulo de la Luna de Maurolycus: Investigaciones misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU. Mapa I-695, escala 1: 1.000.000.
- Scott, DH, Underwood, JR, Jr. y De Hon, RA, 1980, Fallos normales en Mercurio: ejemplo en el cuadrángulo de Kuiper, en Informes de programas planetarios, 1979-1980: Memorando técnico de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio 81776, p. . 28-30.
- Smith, EI y Hartnell, JA, 1978, Perfiles de forma de tamaño de cráter para la Luna y Mercurio: Efectos del terreno y comparaciones interplanetarias: La Luna y los Planetas , v. 19, p. 479–511, 17 figs., 3 tablas, apéndices.
- Soderblom, LA y Boyce, JM, 1972, Edad relativa de algunas llanuras terrestres del lado cercano y del lado lejano basado en la fotografía métrica del Apolo 16: Informe preliminar del Apolo 16: Publicación especial de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio 315, p. 29,3–29,6.
- Solomon, SC, 1978, Sobre vulcanismo y tectónica térmica en planetas de una placa: Cartas de investigación geofísica , v. 5, no. 6, pág. 461–464, 3 figs.
- 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.
- Stuart-Alexander, DE, y Wilhelms, DE, 1975, The Nectarian System: A new lunar time-stratigraphic unit: US Geological Survey Journal of Research , v. 3, no. 1, pág. 53–58.
- Wilhelms, DE, y El-Baz, Farouk, 1977, Mapa geológico del lado este de la Luna: Mapa I-948 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU., Escala 1: 5.000.000.
- Wilhelms, DE, y McCauley, JF, 1971, Mapa geológico del lado cercano de la Luna: Mapa de Investigaciones Geológicas Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU. I-1703, escala 1: 5.000.000.
- Wood, CA, y Head, JW, 1976, Comparación de cuencas de impacto en Mercurio, Marte y la Luna: Conferencia Científica Lunar, 7ª, Houston, 1977, Proeedings, p. 3629–3651.
- Wood, JA, Dickey, JS, Marvin, UB y Powell, BN, 1970, Anortositas lunares y un modelo geofísico de la Luna: Conferencia de ciencia lunar del Apolo 11, Houston, 1970, Actas, v. 1, p. 965– 988.
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 ) |