La cuenca Raditladi es un gran cráter de impacto de anillo de pico en Mercurio con un diámetro de 263 km. [2] Dentro de su anillo de picos hay un sistema de depresiones extensionales concéntricas (graben), que son características superficiales raras en Mercurio. El suelo de Raditladi está parcialmente cubierto por llanuras suaves y relativamente claras, que se cree que son producto del vulcanismo efusivo . Las depresiones también pueden ser el resultado de procesos volcánicos debajo del piso de Raditladi. La cuenca es relativamente joven, probablemente menor de mil millones de años, con solo unos pocos pequeños cráteres de impacto en su piso y con paredes de cuenca bien conservadas y estructura de anillo de picos. [3]
Planeta | Mercurio |
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Coordenadas | 27 ° 17'N 240 ° 56'W / 27,28 ° N 240,93 ° WCoordenadas : 27 ° 17'N 240 ° 56'W / 27,28 ° N 240,93 ° W |
Cuadrilátero | Cuadrilátero Raditladi |
Diámetro | 263 kilometros |
Epónimo | Leetile Disang Raditladi [1] |
Fondo
Durante su primer sobrevuelo de Mercurio en enero de 2008, la nave espacial MESSENGER descubrió un gran cráter de impacto aproximadamente a 2000 km al oeste de la cuenca de Caloris en la parte de la superficie de Mercurio que antes no había visto la nave espacial. [3] Este cráter (o cuenca) se llamó posteriormente (el 8 de abril de 2008) Raditladi en honor a Leetile Disang Raditladi (1910-1971), dramaturgo y poeta botsuano. [1] Raditladi es una de las funciones más jóvenes de Mercury. [4]
Geología
La parte central de Raditladi está ocupada por un gran anillo de picos con un diámetro de 125 km. [3] El anillo está ligeramente desplazado del centro geométrico de la cuenca en dirección noroeste. [5] El suelo de Raditladi está cubierta por dos tipos de terreno: Suaviza luz llanuras y oscuros hummocky llanuras. Los primeros se extienden parcialmente por las llanuras de los montículos y probablemente sean de origen volcánico. Estos últimos están presentes principalmente en una parte del suelo entre el anillo del pico y el borde del cráter; interpretaron que era el material original del suelo del cráter no cubierto por las lavas de colores claros de las llanuras lisas. Las llanuras montañosas son un poco más azules que las llanuras lisas. Las áreas fuera de Raditladi están cubiertas por la eyección de impacto relativamente azul oscuro. [3] Los macizos de anillos de picos en algunos lugares exponen un material azul brillante idéntico al que se encuentra en los pisos de algunos cráteres de impacto de Mercurio (Bright Crater Floor Deposits — BCFD). [6] BCFD en Raditladi se reconoce más generalmente como un subconjunto de una forma de relieve que ahora se llama huecos .
Comederos extensibles
Visibles en el piso de Raditladi dentro del anillo de picos hay canales estrechos concéntricos, formados por extensión (separación) de la superficie. Los canales están dispuestos en un patrón circular de aproximadamente 70 km de diámetro. [3] Se cree que son graben . El centro geométrico del sistema de graben coincide con el centro de Raditladi y está desplazado del centro del complejo de anillos de pico. [5]
Las depresiones extensivas en Mercurio son bastante raras, ya que solo se han visto en algunas otras ubicaciones: [3]
- Cuenca Rachmaninoff , que es similar en muchos otros aspectos a Raditladi
- como parte del Pantheon Fossae y otros comederos en la cuenca Caloris
- en el suelo de Rembrandt , una gran cuenca descubierta durante el segundo sobrevuelo de Mercurio de MESSENGER .
Comprender cómo se formaron estas depresiones en la joven cuenca de Raditladi podría proporcionar un indicador importante de los procesos que actuaron relativamente recientemente en la historia geológica de Mercurio. [7] Hay dos teorías principales sobre la formación de graben. La primera es que representan una manifestación superficial de diques anulares o láminas de cono . Ambos tipos de estructuras se forman cuando el magma de un depósito profundo se inmiscuye en las rocas suprayacentes a lo largo de fracturas cónicas o cilíndricas. La segunda hipótesis sostiene que el graben se formó como resultado del levantamiento del piso causado por el peso de las llanuras lisas fuera del cráter. [5] De hecho, tales llanuras están presentes al norte y al este de Raditladi, aunque se desconoce su espesor y edad. [3]
Edad
La edad relativa de cualquier característica de la superficie se puede determinar a partir de la densidad del cráter de impacto sobre ella. La densidad de los cráteres en el suelo de Raditladi es aproximadamente el 10% de la de las llanuras al oeste de Caloris. La densidad del cráter es la misma en las llanuras cubiertas de eyección fuera de la cuenca. [4] Las llanuras lisas y las llanuras montañosas también tienen la misma densidad de cráteres y, por lo tanto, la misma edad aparente. [3] La baja densidad del cráter indica que Raditladi es mucho más joven que Caloris — puede haberse formado en los últimos mil millones de años, [4] mientras que la edad de Caloris es de 3.5 a 3.9 mil millones de años. [8]
La corta edad de Raditladi muestra que la efusiva actividad volcánica en Mercurio duró mucho más de lo que se pensaba, posiblemente extendiéndose hasta los últimos mil millones de años. [4]
Ver también
- Geología de Mercurio
Referencias
- ^ a b "Mercurio: Raditladi" . USGS . Consultado el 29 de noviembre de 2009 .
- ^ Baker, David MH; Jefe, James W .; Schon, Samuel C .; Ernst, Carolyn M .; Prockter, Louise M .; Murchie, Scott L .; Denevi, Brett W .; Solomon, Sean C .; Strom, Robert G. (2011). "La transición de un cráter complejo a una cuenca de anillos de picos en Mercurio: nuevas observaciones de los datos de sobrevuelo de MESSENGER y limitaciones en los modelos de formación de cuencas". Ciencias planetarias y espaciales . 59 (15): 1932-1948. Código Bibliográfico : 2011P & SS ... 59.1932B . doi : 10.1016 / j.pss.2011.05.010 .
- ^ a b c d e f g h Prockter, Louise M .; Watters, Thomas R .; Chapman, Clark R .; Denevi, BW; et al. (2009). "El curioso caso de la cuenca Raditladi". Ciencia lunar y planetaria . XL : 1758. Código Bibliográfico : 2009LPI .... 40.1758P .
- ^ a b c d Strom, G .; Chapman, Clark R .; Merline, William J .; Solomon, SC; et al. (2008). "Registro de cráteres de mercurio visto desde el primer sobrevuelo de MESSENGER". Ciencia . 321 (5885): 79–81. Código Bibliográfico : 2008Sci ... 321 ... 79S . doi : 10.1126 / science.1159317 . PMID 18599774 .
- ^ a b c Jefe, James W .; Murchie, Scott L .; Prockter, Louise M .; Solomon, Sean C .; et al. (2009). "Evidencia de actividad intrusiva en Mercurio desde el primer sobrevuelo de MESSENGER". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 285 : 251-262. Código Bibliográfico : 2009E y PSL.285..251H . doi : 10.1016 / j.epsl.2009.03.008 .
- ^ Robinson, Mark S .; Murchie, Scott L .; Blewett, David T .; Domingue, DL; Hawkins SE, 3º; Jefe, JW; Holsclaw, GM; McClintock, WE; et al. (2008). "Reflectancia y variaciones de color en mercurio: procesos de regolito y heterogeneidad composicional". Ciencia . 321 (5885): 66–69. Código Bibliográfico : 2008Sci ... 321 ... 66R . doi : 10.1126 / science.1160080 . PMID 18599770 .
- ^ "El curioso caso de Raditladi Basin" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins . 2009-03-31. Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016 . Consultado el 7 de octubre de 2009 .
- ^ Neukum, G .; Oberst, J .; Hoffmann, H .; Wagner, R .; et al. (2001). "Evolución geológica e historia de cráteres de Mercurio". Ciencias planetarias y espaciales . 49 (14-15): 1507-21. Código Bibliográfico : 2001P y SS ... 49.1507N . doi : 10.1016 / S0032-0633 (01) 00089-7 .
Otras lecturas
- Watters, Thomas R .; Solomon, Sean C .; Robinson, Mark S .; Jefe, James W .; et al. (2009). "La tectónica de Mercurio: la vista después del primer sobrevuelo de MESSENGER". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 285 (3–4): 283–286. Código Bibliográfico : 2009E y PSL.285..283W . doi : 10.1016 / j.epsl.2009.01.025 .
- Imagen astronómica del día de la NASA: Inusuales huecos descubiertos en el planeta Mercurio (27 de marzo de 2012)