Cuadrilátero de Shakespeare

El cuadrilátero de Shakespeare es una región de Mercurio que va de 90 a 180 ° de longitud y de 20 a 70 ° de latitud. También se le llama Caduceata.

Imágenes del Mariner 10

Mariner 10 fotomosaico

Antes de las imágenes tomadas por MESSENGER , las únicas imágenes de Mercurio tomadas por la nave espacial eran las tomadas por la nave espacial Mariner 10 , que hizo tres pasadas por el planeta en 1974-75 (Murray y otros, 1974a, b; Strom y otros, 1975a). ^[1]La mayoría de las imágenes utilizadas en el mapeo de la geología del cuadrilátero de Shakespeare fueron tomadas durante el primer paso casi ecuatorial, con un encuentro cercano o el lado oscuro del planeta. El segundo paso, el polo sur, no tomó imágenes del cuadrilátero de Shakespeare en alta resolución. También se obtuvieron imágenes de alta resolución de áreas pequeñas dentro del cuadrilátero durante la tercera pasada, cuando la nave espacial estaba en una trayectoria cercana al polo norte. Debido a que la nave espacial vio las mismas áreas desde diferentes posiciones durante el primer y segundo pase, las imágenes estereoscópicasestán disponibles para ciertas áreas del hemisferio sur; sin embargo, estas imágenes no están disponibles para el cuadrilátero de Shakespeare. Todos los pases del Mariner 10 ocurrieron bajo condiciones de iluminación similares. Al otro lado del cuadrilátero de Shakespeare, estas condiciones variaban desde poca luz en el terminador cerca del límite oeste hasta sol más alto en el límite este. En consecuencia, las condiciones de iluminación fueron favorables para determinar el relieve a escala fina en el oeste, pero progresivamente menos hacia el este. Por el contrario, las características del albedo , como los rayos brillantes del cráter, que son conspicuos en la parte este, se vuelven cada vez más difíciles de reconocer hacia el oeste hacia el terminador. Este rango de condiciones de iluminación en el cuadrilátero da como resultado un mapeo geológico inconsistente, porque la topografía, el albedo y la textura de la superficie son críticos para caracterizar las unidades de materiales individuales. La resolución media de las imágenes utilizadas desde la primera pasada es de poco más de 1 km.

Entorno regional

La característica dominante en el cuadrilátero de Shakespeare es la Cuenca Caloris , de 1.300 km de diámetro. Esta cuenca de impacto es la más grande y mejor conservada del hemisferio de Mercurio observada por Mariner 10. Casi toda la mitad oriental de la cuenca se encuentra en el cuadrilátero Raditladi ; la mitad oeste estaba en el hemisferio del lado nocturno de Mercurio durante todos los pasos del Mariner 10, y parte de la mitad sur se encuentra en el cuadrilátero adyacente de Tolstoj (Schaber y McCauley, 1980). Alrededor de Caloris hay un anillo discontinuo de sus depósitos de eyecta , llamado Grupo Caloris.. Las eyecciones de calorías están amontonadas y parcialmente cubiertas por una unidad de llanura que se encuentra principalmente en grandes depresiones aproximadamente circulares, algunas de las cuales pueden ser antiguas cuencas degradadas. Este material de llanuras también se encuentra en los suelos de antiguos cráteres y en pequeños bajos topográficos irregulares.

La parte oriental del cuadrilátero de Shakespeare consiste principalmente en terreno lleno de cráteres y llanuras entre cráteres. Sobre toda el área cartografiada se encuentran dispersos cráteres frescos superpuestos a otras unidades; en la parte oriental, los grandes cráteres frescos muestran rayos brillantes bien desarrollados.

Estratigrafía

Materiales pre-Caloris

La unidad reconocible más antigua en el cuadrilátero es el material de las llanuras entre cráteres. Estas llanuras fueron descritas originalmente por Trask e Guest ^[2] como llanuras entre cráteres. La unidad tiene una expresión superficial de llanuras onduladas a montículos en las áreas entre cráteres grandes y está expuesta principalmente en la parte este del área cartografiada. La superficie de la unidad está marcada con cráteres, muchos de los cuales son pequeños (alrededor de 5 a 10 km de diámetro), elípticos y poco profundos; se infiere de su forma que son cráteres secundarios asociados con cráteres y cuencas más grandes. Trask e invitado ^[2]concluyó que la superficie de estas llanuras representa una superficie primordial de Mercurio sobre la que se han superpuesto cráteres. Se pensaba que la gran extensión de esta superficie en comparación con su contraparte en la Luna reflejaba la distribución restringida de eyecciones alrededor de cada cráter individual causada por la gravedad relativamente alta en Mercurio. ^[3] Debido a esta alta gravedad, áreas considerables no se vieron afectadas por la eyección del cráter y la cuenca. Sin embargo, Malin ^[4]y Guest y O'Donnell (1977) han demostrado que en algunas áreas las llanuras entre cráteres se superponen a cráteres altamente degradados, una relación que sugiere que las llanuras entre cráteres se formaron durante un tiempo específico en la historia de Mercurio y que los cráteres ocurrieron tanto antes como después de su emplazamiento. o, alternativamente, que las llanuras entre cráteres se formaron mediante un proceso continuo a lo largo de la historia de los cráteres.

En varias partes del cuadrilátero, especialmente en los márgenes de grandes extensiones de materiales de llanuras lisas, hay una unidad de llanuras más suaves y menos onduladas que tienen una menor densidad de cráteres. Siguiendo a Schaber y McCauley (1980), esta unidad se denomina material de llanuras intermedias. Es difícil trazar un mapa con precisión porque se inclina tanto en las llanuras entre cráteres como en las llanuras suaves. Además, su reconocimiento depende de las condiciones de iluminación que varían en las áreas mapeadas, especialmente al este de 120 ° de longitud. La presencia de esta unidad sugiere que el proceso de formación de llanuras abarcó gran parte de la historia geológica temprana de Mercurio y continuó mucho después del pico de cráteres. En la parte sur de Sobkou Planitia, las llanuras intermedias tienen un albedo más bajo que las llanuras adyacentes. En algunos lugares, pueden representar simplemente áreas de llanuras entre cráteres que han sido parcialmente inundadas por el material más joven de llanuras lisas.

Trask y Guest ^[2] reconocieron que el material de llanuras lineales formaba un terreno formado por líneas de colinas y valles, algunos de los cuales tienen hasta 300 km de longitud. Esta unidad modificó los cráteres grandes más antiguos y las llanuras entre cráteres. Sus características son similares a las de la escultura lunar Imbrium (Gilbert 1893) y a las colinas y valles radiales a la Cuenca Nectaris en la Luna (Stuart-Alexander, 1971). Las líneas probablemente se formaron de manera similar a las de la escultura Imbrium, que resultó de la excavación por proyectiles lanzados en ángulos bajos desde la Cuenca Imbrium ; sin embargo, algunos de los valles mercurianos pueden ser el resultado de fallas. La mayor parte del material alineado en el cuadrilátero de Shakespeare parece ser subradial a una antigua cuenca que se encuentra entre Odin Planitia y Budh Planitia centrada en la latitud 28 ° N., longitud 158 ° W. Sin embargo, a excepción de su exposición más al norte, la superficie de esta unidad está cubierto por una facies de la Formación Odin .

El material de las llanuras montañosas consiste en colinas bajas, redondeadas y poco espaciadas con relativamente pocos cráteres superpuestos. Las colinas varían en tamaño de 1 a 2 km de ancho y Trask y Guest estimaron que tenían alturas de 100 a 200 m. ^[2]quien reconoció por primera vez esta unidad y la llamó terreno montañoso. Las principales extensiones de material montañoso se producen en una banda aproximadamente concéntrica fuera de la eyección de Caloris. Es posible que esta unidad esté asociada con Caloris, aunque aparte de la distribución geográfica, no hay evidencia de apoyo. En algunos lugares, las relaciones de contacto sugieren que el material de las llanuras montañosas puede ser más antiguo que el material de las llanuras intermedias. Además, los parches del material montañoso pueden estar asociados con materiales de llanuras entre cráteres en la parte este del cuadrilátero, donde las condiciones de iluminación no permiten su reconocimiento.

Grupo Caloris

Artículo principal: Grupo Caloris

Las unidades de roca asociadas con la Cuenca Caloris son particularmente importantes para la estratigrafía de Mercurio. Se ha demostrado que la historia de la Luna estuvo marcada por una serie de impactos importantes que han depositado eyecciones en áreas extensas; las unidades de roca asociadas con estas cuencas de impacto se utilizaron para dividir la columna estratigráfica lunar en una serie de unidades de tiempo bien definidas (Shoemaker y Hackman, 1962; McCauley, 1967; Wilhelms, 1972). Estas relaciones son particularmente claras para Imbrium Basin (Wilhelms y McCauley, 1971) y Orientale Basin (Scott y otros, 1977).

Unidades de eyección reconocibles se extienden hacia afuera desde la cuenca Caloris hasta un diámetro de cuenca; estas unidades pueden usarse para dividir la columna estratigráfica mercuriana de la misma manera que se usaron las eyecciones de cuenca en la Luna. McCauley (1977) realizó una comparación estratigráfica y estructural entre las cuencas Caloris y Orientale.

En el cuadrilátero de Shakespeare, solo se reconoce una facies alineada de la Formación Van Eyck , mientras que en el cuadrilátero de Tolstoj al sur, se mapea tanto esta como una facies de cráter secundario (Schaber y McCauley, 1980; McCauley y otros, 1981).

Materiales post-Caloris

El material de las llanuras que forma el suelo de la cuenca Caloris no se ha incluido en el Grupo Caloris y se asigna por separado de las llanuras lisas. En muchos sentidos, las llanuras del piso de Caloris son similares a las llanuras lisas, excepto que se han pandeado y fracturado en numerosas crestas y surcos que se cruzan para formar un patrón groseramente poligonal. Las tendencias dominantes de estas características son concéntricas y radiales al centro de Caloris. Sobre la base de la evidencia fotométrica, Hapke y otros (1975) sugirieron que la parte central del piso de la cuenca puede estar 7 ± 3 km más baja que el borde exterior. Strom y otros ^[5]argumentó que las crestas se formaron por el esfuerzo de compresión generado por el hundimiento del piso, y las fracturas por el levantamiento posterior del centro de la cuenca para producir el alargamiento de la corteza y el patrón de fractura observado. El origen del material en sí es dudoso. Puede consistir en láminas de material volcánico colocadas poco después de que se formó la cuenca o puede ser material formado por el evento Caloris, ya sea como derretimiento o como la parte superior de un tapón de material plástico que se elevó en el piso del cráter como parte del impacto. proceso. Sea cual sea el origen de este material, parece claro que cubre el suelo original del cráter excavado.

El material liso de las llanuras forma esencialmente extensiones niveladas, depresiones de piso en la superficie de mercurio. Las más extensas de estas áreas en este cuadrilátero son Sobkou y Budh Planitiae.. La superficie del material de las llanuras lisas tiene relativamente pocos cráteres, y las relaciones de superposición indican que estas unidades de llanuras son más jóvenes que las llanuras entre cráteres y las llanuras intermedias. Las llanuras lisas también albergan unidades del Grupo Caloris. En las depresiones y los suelos de cráteres antiguos se forman parches más pequeños de llanuras lisas. En muchas áreas, especialmente en las más cercanas a la cuenca Caloris, exhiben crestas de yeguas como las de la Luna y, por lo tanto, tienen una apariencia ondulada. El límite entre las suaves llanuras y la formación Odin no está claro en todas partes, excepto en alta resolución. Las llanuras lisas se mapean en el cuadrilátero de Shakespeare solo donde no hay evidencia clara de pequeñas colinas características de la Formación Odin.

La interpretación del origen de las suaves llanuras es difícil pero significativa, porque influye directamente en la constitución interna y la historia térmica de Mercurio. Al igual que la maría lunar , las llanuras suaves se encuentran en el suelo de grandes cráteres y cuencas, y la amplia franja de llanuras alrededor de Caloris encuentra una analogía con Oceanus Procellarum.alrededor de Imbrium en la Luna. Sin embargo, las llanuras de Caloris se diferencian de la maría en que no se han observado características volcánicas de relieve positivo, como las escasamente dispersas en la maría lunar. La ausencia de diferencias marcadas en el albedo entre las llanuras lisas y el terreno más antiguo (Hapke y otros, 1975), en comparación con la diferencia clara en el albedo entre el maria lunar y las tierras altas, puede ser más indicativa de la composición que del origen de las rocas. Sobre la base de la distribución y el volumen, Strom y otros ^[5] argumentaron que en la mayoría de las áreas las llanuras suaves consisten en extensas capas de lava básica similar a la maría lunar. Schultz (1977), al estudiar los cráteres de impacto modificados, también argumentó a favor del vulcanismo. Por otro lado, Wilhelms ^[6]señaló que las llanuras de luz lunares también podrían servir como un análogo de las llanuras suaves de mercurio: las muestras del Apolo 16 indican que las llanuras de luz lunares consisten en brechas cataclásticas y derretimiento de impacto , interpretado como emplazado por grandes eventos de impacto (James, 1977). Wilhelms, ^[6]por lo tanto, propuso que las suaves llanuras de Mercurio pueden estar relacionadas directamente con el impacto de Caloris, como brechas y derretimientos de impacto, más que como lavas. Sin embargo, las llanuras de luz en la Luna no están tan bien desarrolladas o extensas como las llanuras alrededor de Caloris, y si la explicación de Wilhelms es correcta, deben existir diferencias considerables entre los eventos de gran impacto en la Luna y Mercurio. Lo más probable es que gran parte de las llanuras suaves sean de origen volcánico, aunque en algunas áreas pueden ser de origen de fusión por impacto.

Las llanuras muy suaves en Mercury fueron incluidas en la unidad de llanuras suaves por Trask y Guest. ^[2] Aquí las unidades geológicas se mapean por separado, porque el material de las llanuras muy lisas es claramente más joven que el material de las llanuras lisas. La unidad de llanuras muy suave, que no tiene rasgos distintivos y no tiene cráteres superpuestos que se puedan resolver, posiblemente sea un retroceso de eyección en el suelo de los cráteres. Sin embargo, no todos los cráteres contienen este material; algunos están cubiertos de material con una superficie rugosa mapeada como material del piso del cráter, porque es análogo al material del piso en los cráteres lunares más jóvenes como Copérnico o Aristarco . Otra posibilidad es que las llanuras muy suaves sean volcánicas.

Materiales del cráter

Los cráteres de Mercurio muestran varios estados de conservación, que van desde cráteres de rasgos nítidos con rayos brillantes hasta aquellos que están casi totalmente borrados y consisten solo en un anillo tenue de colinas con muchos cráteres. Al igual que en la Luna, es probable que el principal proceso de erosión sea el impacto; por lo tanto, un cráter nuevo se degradará sistemáticamente con el tiempo. Por lo tanto, se considera que los cráteres de tamaño similar que muestran estados de conservación similares tienen aproximadamente la misma edad. Los cráteres se mapean de acuerdo con una clasificación quíntuple sobre la base de sus estados de degradación (McCauley y otros, 1981). Los componentes utilizados para definir las edades de los cráteres son rayos, cráteres secundarios , eyectafacies, picos y anillos centrales, forma de borde y terrazas interiores. A medida que un cráter envejece, el número de cráteres superpuestos aumenta y cada uno de los elementos morfológicos se vuelve más tenue. La actividad volcánica también puede enterrar o destruir ciertos componentes del cráter, pero el cráter aún puede estar fechado por la preservación del borde restante. Sobre la base del mapeo en este cuadrilátero y en el cuadrilátero adyacente de Tolstoj (Schaber y McCauley, 1980), se considera que el impacto de Caloris ocurrió a finales del tiempo c3 (McCauley y otros, 1981).

Un problema con la técnica de datación de cráteres mencionada anteriormente en Mercurio es que los cráteres secundarios ocurren más cerca del cráter principal y, por lo tanto, están más agrupados que en la Luna, donde están relativamente extendidos. En consecuencia, un cráter más antiguo adyacente a uno nuevo se degrada fuertemente como resultado del intenso bombardeo de cráteres secundarios del cráter más joven y parece mucho más antiguo de lo que es.

Los cráteres fantasma son formas inusuales que ocurren en Suisei Planitia . Están enterrados y tienen un perfil redondeado, y solo las crestas de sus bordes se elevan por encima de las suaves llanuras circundantes. Por lo tanto, a estos cráteres no se les puede asignar una edad específica; pueden tener cualquier edad desde finales de c1 hasta finales de c3.

Estructura

Los elementos estructurales más conspicuos en el cuadrilátero son las crestas radiales y concéntricas y las grietas dentro de la Cuenca Caloris y las crestas desarrolladas en la Formación Odin y la unidad de llanuras lisas inmediatamente fuera de Caloris. ^[7] O'Donnell y Thomas (comunicación personal, 1979) han sugerido, sobre la base de la orientación de las características fuera de Caloris, que estas crestas y escarpes siguen en gran medida patrones de fracturas radiales y concéntricas preexistentes en la litosfera mercuriana iniciada por el impacto de Caloris, de carácter similar a los que rodean a Imbrium en la Luna (Mason y otros, 1976). Caloris en sí consiste en un solo anillo montañoso y una escarpa exterior débil. Algunas escarpas sinuosas también ocurren en este cuadrilátero, incluidas las Heemskerck Rupesque corta las llanuras entre cráteres más antiguas. Escarpas de este tipo son considerados por Strom y otros ^[5] ser fallas inversas de compresión resultantes de acortamiento global de la corteza Mercurian temprano en su historia.

Historia geológica

La historia del cuadrilátero de Shakespeare, como lo demuestran los materiales expuestos en la superficie, comienza con la formación de material de llanuras entre cráteres y de cráteres de impacto tanto más antiguos como más jóvenes que estas llanuras. Algunos cráteres c1 y c2 se superpusieron en las llanuras entre cráteres. El material de llanuras intermedias y la unidad de llanuras alineadas se colocaron sobre las llanuras entre cráteres, al igual que la mayoría de los cráteres de edad c3. Luego siguió el gran impacto de un asteroide que produjo la Cuenca Caloris y el emplazamiento de rocas del Grupo Caloris alrededor de la cuenca. La comparación de las poblaciones de cráteres en superficies más antiguas y más jóvenes que Caloris sugiere que en el momento del impacto de Caloris, la población de cráteres de menos de 30 km de diámetro fue erradicada del terreno anterior a Caloris (Guest y Gault, 1976).Gault y otros (1976) sugirieron que los cráteres más pequeños fueron destruidos por el evento Caloris y por otros eventos de formación de cuencas en otras partes del planeta aproximadamente al mismo tiempo.

Luego se colocó el material de llanuras lisas. Algunos cráteres c3 se formaron después del evento Caloris y después de que se formaran algunas de las llanuras lisas. Superpuestos sobre la unidad de llanuras lisas y sobre todos los depósitos más antiguos había cráteres de edad c4, dentro de los cuales se emplazó el material de llanuras muy lisas (unidad pvs). La analogía con la Luna sugiere que la mayoría de los eventos registrados en la historia de Mercurio ocurrieron durante el primer 1,5 por ciento de la vida del planeta; las unidades de roca importantes más antiguas de este cuadrilátero probablemente tengan al menos 2 o 3 de edad. La historia geológica de Mercurio ha sido resumida por Guest y O'Donnell (1977), Davies y otros, ^[1] y Strom. ^[7]

Fuentes

• Invitado, JE; Ronald Greeley (1983). "Mapa geológico del cuadrilátero de Shakespeare (H-3) 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 – 1408 de la Serie de Investigaciones Varias 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. 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.
2. Trask, Nueva Jersey; Invitado, JE (1975). "Mapa preliminar del terreno geológico de Mercurio". Revista de Investigaciones Geofísicas . 80 (17): 2461–2477. doi : 10.1029 / jb080i017p02461 .
3. Gault, DE; Invitado, JE; Murray, JB; Dzurisin, D .; Malin, MC (1975). "Algunas comparaciones de cráteres de impacto en Mercurio y la Luna". Revista de Investigaciones Geofísicas . 80 (17): 2444–2460. doi : 10.1029 / jb080i017p02444 .
4. 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 .
5. Strom, RG; Trask, Nueva Jersey; Invitado, JE (1975). "Tectonismo y vulcanismo en Mercurio". Revista de Investigaciones Geofísicas . 80 (17): 2478–2507. doi : 10.1029 / jb080i017p02478 .
6. Wilhelms, DE (1976). "Vulcanismo mercuriano cuestionado". Ícaro . 28 (4): 551–558. doi : 10.1016 / 0019-1035 (76) 90128-7 .
7. Strom, RG (1979). "Mercurio: una evaluación post-Mariner 10". Reseñas de ciencia espacial . 24 (1): 3–70. doi : 10.1007 / bf00221842 .

• Gault, DE, Guest, JE y Schultz, PH, 1976, Cambios de Caloris en las poblaciones de cráteres de Mercurio: Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de EE. UU., TMX-3364, p. 183–185.
• Gilbert, GK, 1893, La cara de la luna, un estudio del origen de sus rasgos: Boletín de la Sociedad Filosófica de Washington [DC] , v. 12, p. 241-292.
• Huésped. JE y Gault, DE, 1976, Poblaciones de cráteres en la historia temprana de Mercurio, Geophysical Research Letters , v. 3 p. 121 – l 23.
• Guest, JE y O'Donnell, WP, 1977, Surface history of Mercury: A review: Vistas in Astronomy , v. 20, p. 273–300.
• Hapke, Bruce, Danielson, GE, Jr., Klaasen, Kenneth y Wilson, Lionel, 1975, Observaciones fotométricas de Mercurio de Mariner 10, 1975: Journal of Geophysical Research , v 80, no. 17, pág. 2431–2443.
• James, OB, 1977, Brechas de las tierras altas lunares generadas por impactos importantes: conferencia soviético-estadounidense sobre cosmoquímica de la luna y los planetas: Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de los Estados Unidos, publicación especial SP-370, p. 637–658.
• Mallin, MC, 1976, Observaciones de llanuras entre cráteres en Mercurio: Cartas de investigación geofísica , v. 3, p. 581–584.
• Masón. R., Guest, JE y Cooke, GN, 1976, An Imbrium pattern of graben on the Moon: Geologists 'Association, Proceedings, Londres, v. 87, parte 2, p. 161-168.
• McCauley, JF, 1967, La naturaleza de la superficie lunar determinada por mapeo geológico sistemático, en Runcorn, SK, ed., Mantos de la Tierra y planetas terrestres; Londres, Interscience Publications, pág. 431–460.
• McCauley, JF, 1977, Orientale and Caloris: Physics of the Earth and Planetary Interiors , v. 15, núms. 2-3, pág. 220–250.
• McCauley, JF, Invitado, JE, Schaber, GG, Trask. NJ, y Greeley, Ronald, 1981, Estratigrafía de la cuenca Caloris, Mercurio: Ícaro , v. 47, no. 2, pág. 184–202.
• Murray, BC, Belton, MJS, Danielson, GE, Davies, ME, Gault, DE, Hapke, Bruce, O'Leary, Brian, Strom, RG, Suomi, Verner y Trask NJ, 1974a, Mariner 10 imágenes de Mercury: Primeros resultados: Science , v. 184, no. 4135, pág. 459–461.
• _____1974b, superficie de Mercurio: Descripción preliminar e interpretación de las imágenes de Mariner 10: Science , v. 185, no. 4146, pág. 169-179.
• Schaber, GG y McCauley, JE, 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.
• Scott, DH, McCauley, JF y West, MN, 1977, Mapa geológico del lado oeste de la Luna: Mapa de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio geológico de EE. UU. I1034, escala 1: 5.000.000.
• Shoemaker, EM y Hackman, RJ, 1962, Bases estratigráficas para una escala de tiempo lunar, en Kopal, Zdenek y Mikhailov, ZK, eds., The Moon: International Astronomical Union Symposium, 14th, Leningrado, URSS, 1960: Londres, Prensa académica, pág. 289–300.
• Strom, R G., Murray, BC, Belton, MJS, Danielson, GE, Davies, ME, Gault, DE, Hapke, Bruce, O'Leary, Brian, Trask, NJ, Guest, JE, Anderson, James y Klaasen , Kenneth, 1975a, Resultados de imágenes preliminares del segundo encuentro con Mercurio: Journal of Geophysical Research , v. 80, no. 17, pág. 2345–2356.
• Stuart-Alexander, DE, 1971, Mapa geológico del cuadrilátero Rheita de la Luna: Mapa de Investigaciones Geológicas Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU. I-694, escala 1: 1.000.000.
• Wilhelms, DE, 1972, Mapeo geológico del segundo planeta: Informe interagencial del Servicio Geológico de los Estados Unidos: Astrogeología 55, 36 p.
• 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-703, 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 )