El cuadrilátero de Tolstoj en la región ecuatorial de Mercurio va de 144 a 216 ° de longitud y de -25 a 25 ° de latitud. Se llamó provisionalmente "Tir", pero la Unión Astronómica Internacional le cambió el nombre a León Tolstoi en 1976. [1] También se llama Phaethontias.
Contiene la parte sur de Caloris Planitia , que es la cuenca más grande y mejor conservada vista por Mariner 10 . Esta cuenca, alrededor de 1550 km de diámetro, [2] está rodeado por un anillo discontinuo de material expulsado depósitos del Grupo Caloris que están de bahía muy y cubiertos por amplias extensiones de llanuras lisas. La mitad sureste del cuadrilátero está dominada por depósitos de cráteres antiguos, por materiales indescriptibles de llanuras onduladas entre cráteres individuales y por parches aislados de llanuras indescriptibles. La antigua y degradada cuenca de Tolstoj , de unos 350 km de diámetro, se encuentra en la parte centro-sur del cuadrilátero. El gran cráter Mozart bien conservado(285 km de diámetro) es una característica destacada en la parte occidental del área; su extenso manto de eyección y el campo de cráteres secundarios se superponen en las suaves llanuras que rodean Caloris.
Los rasgos de bajo albedo Solitudo Neptunii y Solitudo Helii , adoptados del mapeo telescópico, parecen estar asociados con el material de las llanuras lisas que rodean a Caloris; una tercera característica de bajo albedo, Solitudo Maiae , parece estar asociada con la cuenca de Tolstoj . [3]
El período de rotación de Mercurio de 58.64 días está en resonancia de dos tercios con su período orbital de 87.97 días. Por lo tanto, en su ecuador, las longitudes 0 ° y 180 ° son puntos subsolares ("polos calientes") cerca del pasaje alterno del perihelio . [4] El "polo caliente" a 180 ° se encuentra dentro del cuadrilátero de Tolstoj; en el perihelio, las temperaturas ecuatoriales oscilan entre 100 K a la medianoche local y 700 K al mediodía local. Este rango diario de 600 K es mayor que el de cualquier otro cuerpo del sistema solar. [4]
La cobertura fotográfica del Mariner 10 estaba disponible solo para los dos tercios orientales del cuadrilátero de Tolstoj. Los datos de imágenes de tres encuentros del Mariner 10 con Mercury se utilizaron para mapear el cuadrilátero.
Estratigrafía
Materiales de llanuras más antiguas
Las llanuras onduladas a montículos que se encuentran entre grandes cráteres en la parte sureste del cuadrilátero conforman la unidad de mapa reconocible más antigua, el material de llanuras entre cráteres. Las llanuras fueron descritas originalmente como intercráteres por Trask e Guest, [5] quienes notaron su nivel hasta una apariencia suavemente ondulada y su falta general de cráteres bien definidos de más de 50 km de diámetro. Malin [6] mostró que las llanuras contienen restos altamente erosionados de grandes cráteres y cuencas que son solo depresiones circulares muy poco profundas. Sin embargo, estas llanuras entre cráteres están marcadas por una densidad muy alta de cráteres superpuestos que son pequeños (de 5 a 10 km de diámetro), alargados, poco profundos y probablemente secundarios a los muchos cráteres grandes superpuestos en las llanuras. La superposición de la eyección de cráteres sobre partes de llanuras entre cráteres en otras áreas indica que algunos cráteres grandes se formaron en una unidad de llanuras entre cráteres preexistente. Por otro lado, el material de las llanuras entre cráteres es posterior en parte a algunos de los principales eventos de cráteres en Mercurio, según aparentes relaciones de superposición. [6] [7] En particular, la unidad parece superponerse a todo el lado noroeste de la cuenca de Tolstoj, una característica que indica que las llanuras entre cráteres en esta región probablemente no representan los restos de la superficie primordial del planeta. Por lo tanto, se sugiere una historia compleja de formación contemporánea de cráteres y llanuras. Strom ofreció una discusión detallada del origen de las llanuras entre cráteres en la Luna y Mercurio. [8]
En todo el cuadrilátero se producen parches de llanuras con menos cráteres, más suaves y menos onduladas, pero su reconocimiento depende en gran medida de la resolución y la iluminación de los fotogramas individuales del Mariner 10. Por lo tanto, debido a que su distribución ahora no se puede mapear con precisión, muchos de estos parches se incluyen con el material de llanuras lisas. Ciertos parches de estas llanuras intermedias, donde claramente son más accidentados y posiblemente más antiguos, se mapean como el material de las llanuras intermedias. Estos parches ocurren principalmente dentro de los pisos de cráteres antiguos y se distinguen por una densidad ligeramente mayor de pequeños cráteres y una menor incidencia de pequeños cráteres de halo brillante que los que se encuentran en el material de las llanuras lisas. La presencia de llanuras intermedias en rugosidad y densidad de cráteres entre las llanuras más antiguas y las llanuras posteriores a Caloris sugiere que la formación de llanuras fue un proceso más o menos continuo que abarcó gran parte de la historia geológica temprana de Mercurio.
Materiales de lavabo
El impacto que produjo la Cuenca de Tolstoj ocurrió muy temprano en la historia del cuadrilátero. Dos anillos irregulares y discontinuos de aproximadamente 356 km y 510 km de diámetro rodean la estructura, pero están poco desarrollados en sus lados norte y noreste; un tercer anillo parcial con un diámetro de 466 km ocurre en su lado sureste. Parches difusos de material de albedo oscuro se encuentran fuera del anillo más interno. La parte central del lavabo está cubierta por un material liso liso. Hapke y otros [9] han sugerido que los materiales de albedo oscuro asociados con los márgenes de la Cuenca de Tolstoj son claramente más azules que el terreno circundante, mientras que las llanuras que llenan el interior son claramente más rojas.
A pesar del gran edad del Tolstoj y su ensenada por los antiguos llanuras del cráter inter, conserva una extensa y muy bien conservado, lineated radialmente eyecciones manta alrededor de dos tercios de su circunferencia. La eyección tiende a formar bloques y estar alineada solo débilmente entre los anillos interior y exterior. Las líneas radiales con un ligero patrón de remolinos se ven mejor en el lado suroeste de Tolstoj. El patrón de mapa rectilíneo inusual de la eyección sugiere: (1) control del patrón de eyección por las estructuras de la precuenca, (2) entierro preferencial a lo largo de las tendencias estructurales de una capa de eyecta originalmente simétrica por el material de las llanuras entre cráteres, o (3) formación de Tolstoj por un impacto oblicuo desde el noroeste que produjo un manto de eyección con simetría bilateral y poco o ningún rango de deposición. El análisis de la estereofotografía de la eyección de Tolstoj al noreste del cráter sugiere que este depósito se ha deformado a una elevación mayor en relación con las llanuras circundantes.
Grupo Caloris
La Cuenca Caloris es especialmente significativa desde el punto de vista estratigráfico. Al igual que las cuencas Imbrium y Orientale en la Luna, está rodeada por una capa de eyección extensa y bien conservada. [5] [7] [10] Al igual que en la Luna, donde se utilizó la eyección de las cuencas mejor conservadas para construir una estratigrafía, la eyección de la Cuenca Caloris también se puede utilizar como horizonte marcador . Esta eyección es reconocible a una distancia de aproximadamente un diámetro de cuenca en el cuadrilátero de Tolstoj y el cuadrilátero adyacente de Shakespeare al norte. Sin duda, la eyección también influye en gran parte del terreno aún desconocido del oeste. McCauley ha realizado una comparación estratigráfica y estructural entre las cuencas Orientale y Caloris. [11] McCauley y otros [12] han propuesto una estratigrafía rocosa formal para la cuenca Caloris que hemos adoptado en el mapa actual. Esta estratigrafía sigue el patrón de la utilizada en y alrededor de la Cuenca Orientale en la Luna [13] y debería ayudar en el futuro reconocimiento de eventos pre y post-Caloris en una amplia extensión de la superficie de Mercurio. Las cronologías de degradación de cráteres, como la modificada de Trask, [12] y las correlaciones entre unidades de llanuras sobre la base de la frecuencia de cráteres pueden ayudar a vincular gran parte del resto de la superficie de Mercurio al evento Caloris.
A diferencia de la estratigrafía relacionada con Imbrium de Shoemaker y Hackman, [14] que ideada para Mercurio es una roca en lugar de una estratigrafía temporal. Reconoce la existencia de una secuencia ordenada, en esencia isócrona, de unidades mapeables alrededor de Caloris que son similares en carácter a las reconocidas alrededor de las cuencas de impacto mejor conservadas de la Luna, como Orientale, Imbrium y Nectaris .
Materiales de llanuras más jóvenes
El material Caloris Floor Plains es un problema especial y no está incluido en el Grupo Caloris. Las llanuras tienen algunas características en común con la Formación Maunder en el piso de Orientale en la Luna [11] [13] pero no muestran las crestas radiales y circunferenciales características del Maunder que llevaron a su interpretación como una unidad de piso de cuenca. Los llanos del piso de Caloris tienen un patrón de fractura más abierto y más grueso que el de Maunder. Además, las crestas de Caloris y las fracturas que las cortan tienen un patrón rómbico crudo que llevó a Strom y otros [10] a concluir que los materiales de las llanuras se hundieron y luego se elevaron suavemente para producir las fracturas abiertas por tensión observadas. Las crestas del suelo de Caloris carecen de las crestas crenuladas que son comunes en las crestas lunares. Independientemente del origen y la historia tectónica de estas llanuras, parece claro que representan un relleno de cuenca profunda que oscurece el piso original de la cuenca Caloris.
La mayor extensión individual del material de las llanuras suaves rodea la cuenca Caloris, principalmente en Tir y Budh Planitiae, pero muchos parches más pequeños ocurren en los pisos de los cráteres y otras depresiones topográficas dentro del terreno densamente cráter en la parte sureste del cuadrilátero. Las llanuras se caracterizan por una densidad de cráteres relativamente escasa y una abundancia de crestas arrugadas tipo yegua ; las relaciones de superposición indican que las llanuras son más jóvenes que las unidades con más cráteres densamente. Las llanuras también rodean la Formación Caloris y explican en particular el patrón de mapa esquelético de la Formación Van Eyck. La distribución ubicua de llanuras suaves en regiones topográficamente bajas apoya la hipótesis de que estos materiales se depositaron en un estado fluido o semifluido como eyecta de cuenca o flujos volcánicos. Se cree que las llanuras son un poco más jóvenes pero tienen la misma edad que los materiales de la Cuenca Caloris; [5] por lo tanto, partes de las llanuras son probablemente eyecta de Caloris, ya sea por fusión por impacto o por flujos de escombros muy fluidos. No se han reconocido cráteres secundarios obvios de Caloris en las llanuras lisas. La presencia de grandes parches de llanuras lisas en el suelo de la cuenca de Tolstoj y en depresiones irregulares en la parte sureste extrema del mapa indica que al menos algunos de estos materiales pueden ser volcánicos. [15] Sin embargo, la ausencia de frentes de flujo de lava inequívocos y respiraderos volcánicos bien definidos como los de la maría lunar impide una conclusión firme sobre el origen volcánico.
En los suelos de muchos de los cráteres más jóvenes se encuentran pequeñas manchas de material llano muy liso. Los parches pueden consistir en retroceso y derretimiento por impacto relacionados con la formación de cráteres individuales y, por lo tanto, pueden no representar un relleno volcánico de etapa tardía o una modificación volcánica de los cráteres mercurianos más jóvenes. Schultz [15] sugirió diferencias de composición o modificación endógena como posibles causas de los contrastes de color entre el piso, las paredes y las áreas del borde de los cráteres de halo oscuro Zeami (120 km de diámetro), Tyagaraja (100 km de diámetro) y Balzac (80 km de diámetro). Las eyecciones oscuras y las llanuras del piso de estos cráteres son claramente más rojas que las llanuras circundantes, mientras que sus parches de piso, picos centrales y áreas de paredes anormalmente brillantes son claramente más azules. Ninguno de estos cráteres de halo oscuro tiene asociados rayos brillantes , aunque los cráteres secundarios están bien conservados. Hapke y otros han discutido las implicaciones compositivas de las diferencias de color contrastantes para los cráteres mercurianos y los materiales de las llanuras. [9]
Estructura
Las escarpas circunvaladas alrededor de Caloris, Tolstoj y Mozart son las características estructurales más destacadas del cuadrilátero. Se cree que el escarpe principal de Caloris Montes se aproxima al borde de la cuenca de excavación de Caloris y es probablemente una contraparte estructural y estratigráfica del escarpe de Montes Rook alrededor de la Cuenca Orientale en la Luna. [11] Una escarpa exterior tenue está presente alrededor de la mayor parte de la parte visible de Caloris, que se ve mejor en el cuadrilátero de Shakespeare al norte. Este escarpe generalmente coincide con la transición entre los macizos de la Formación Caloris Montes y las facies lineadas de la Formación Van Eyck. Los contornos aproximadamente rectilíneos de los macizos dentro de los Montes Caloris sugieren un control estructural mediante un patrón de fractura anterior a la cuenca. La escarpa exterior discontinua, mucho más baja, se considera el equivalente débil de la escarpa de Montes Cordillera alrededor de Orientale. Como la Cordillera, probablemente se encuentra fuera del límite del cráter de excavación. Su escaso desarrollo y su espaciamiento mucho más cercano al borde de la cuenca pueden deberse a la mayor gravedad del mercurio, como lo describieron Gault y otros. [16] La Formación Van Eyck se caracteriza por un extenso sistema radial de crestas y valles con escarpes y lineamientos concéntricos menores. Estas características se consideran en su mayor parte como surcos y penachos de depósito de cráteres secundarios dentro del Van Eyck; las crestas notablemente rectas y las paredes empinadas, sin embargo, sugieren una formación por fractura.
Solo una pequeña parte del sistema de crestas y fracturas que caracteriza el piso de Caloris se encuentra dentro del cuadrilátero. Las crestas del suelo de Caloris, que son como las de las llanuras lisas, no parecen ser tan complejas como las crestas de las yeguas lunares y están cortadas por numerosos cortes abiertos en forma de graben . Esta área y su antípoda en el cuadrilátero Discovery son las únicas dos en Mercurio donde ahora se puede ver que las fuerzas tensionales han dado forma a la superficie. [10]
La cuenca de Tolstoj está rodeada por partes de al menos tres escarpes orientados hacia el interior irregulares y discontinuos. La eyección lineal se desarrolla mejor en la vecindad y más allá del escarpe exterior, mientras que los materiales en bloques se encuentran entre los escarpes interior y exterior. Estas relaciones son similares a las de Caloris, aunque Tolstoj tiene menos de la mitad de su tamaño y está mucho más degradado por los cráteres de impacto posteriores.
La nitidez del único borde escarpado de Mozart refleja la juventud (más joven que las suaves llanuras) de este gran impacto. La posición de Mozart en el extremo oeste de los datos de imagen del Mariner 10 impide la visibilidad de su piso y, por lo tanto, oculta cualquier evidencia de un posible levantamiento central o anillo estructural interno.
Las escarpas o crestas lobuladas, que se ven mejor dentro del material de llanuras lisas y varían localmente dentro del material de llanuras entre cráteres, generalmente son empinadas en un lado y se sumergen suavemente en el otro. Algunas, como las crestas de las yeguas lunares, parecen marcar los contornos de los cráteres subyacentes. La mayoría de los trabajadores, particularmente Strom y otros, [10] Melosh, [17] y Melosh y Dzurisin, [18] han atribuido estas crestas a la compresión y un ligero acortamiento de la corteza de Mercurio después de la formación de la mayor parte de la superficie actual. Sin embargo, algunas crestas pueden representar frentes de flujo, pero sus alturas estimadas de varios cientos de metros requerirían la formación de lavas extraordinariamente viscosas.
Numerosos lineamientos débiles son visibles dentro del cuadrilátero, especialmente en el área entre la Cuenca de Tolstoj y el gran cráter Zeami al noreste. Muchos de estos lineamientos pueden ser débiles cadenas de cráteres secundarios o hendiduras; otros pueden representar rastros de un patrón estructural ancestral que controló en parte la excavación de los cráteres y la cuenca. Los lineamientos pueden haber sido mejorados o preservados por la suave deformación hacia arriba de esta región de eyección de Tolstoj discutida anteriormente. El trazo más grande, que marca el límite noroeste de eyecta reconocible de Tolstoj, es una escarpa tenue de unos 450 km de largo. El rejuvenecimiento de fallas o fracturas anteriores por impactos posteriores probablemente ocurrió a lo largo de la historia del planeta. Por lo tanto, a excepción de las escarpas compresionales lobuladas, es difícil separar las estructuras producidas internamente de las de la compleja historia de impacto de Mercurio. Sin embargo, las tendencias azimutales de todos los lineamientos mapeados dentro del cuadrilátero son predominantemente noroeste (315 °) y noreste (35 ° –40 °). También se observa una tendencia menor, casi de norte a sur. Esta situación recuerda a la llamada rejilla lunar en la Luna, que generalmente se atribuye a causas internas en todo el planeta.
Historia geológica
La historia geológica interpretable dentro del cuadrilátero de Tolstoj comienza con el período de formación de las llanuras entre cráteres, que persistieron hasta poco después del impacto del asteroide que creó la cuenca de Tolstoj. Después de este evento hubo un período de bombardeo solo un poco menos intenso. Este período fue seguido por el impacto del asteroide que creó la Cuenca Caloris y los depósitos del Grupo Caloris. Aunque las llanuras intermedias fueron repavimentadas en el momento del impacto de Caloris, su formación en realidad se extendió desde el final del período de formación de llanuras entre cráteres hasta el final de la formación de los cráteres c3. Aproximadamente en el momento en que se estaban formando los últimos cráteres c3 y los primeros cráteres c4, se estaban emplazando la superficie superior de las llanuras lisas y las llanuras del suelo Caloris. Es posible que parte de los materiales de las llanuras lisas y las llanuras del piso Caloris se hayan depositado durante o inmediatamente después del evento Caloris.
Después del emplazamiento de la mayoría de las llanuras lisas, algunos cráteres c3 tardíos y todos los cráteres c4 y c5, incluido el gran cráter Mozart, se superpusieron a todos los depósitos anteriores. La reconocible historia geológica del cuadrilátero termina con estos eventos probablemente hace varios miles de millones de años. Guest y O'Donnell [7] y Davies y otros dieron un resumen de la historia geológica generalizada de Mercurio . [4]
Fuentes
- Schaber, Gerald G .; John F. McCauley (1980). "Mapa geológico del cuadrilátero de Tolstoj (H-8) 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-1199 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
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- ^ Shiga, David (30 de enero de 2008). "Cicatriz de araña extraña encontrada en la superficie de Mercurio" . Servicio de noticias NewScientist.com.
- ^ Para la ubicación de las características del albedo, consulte Davies, ME; Dwornik, SE; Gault, DE; Strom, RG (1978). Atlas de Mercurio . Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio. pag. 15. ISBN 978-1-114-27448-8. Publicación especial SP-423.
- ^ a b c 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.
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enlaces externos
- Mapas cuadrangulares de Tolstoj
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