Michelangelo čtyřúhelník - Michelangelo quadrangle

Michelangelo čtyřúhelník je na jižní polokouli planety Merkur , kde je zobrazen část je silně krátery, které bylo silně ovlivněno přítomností multiring pánví. Nejméně čtyři takovéto povodí, nyní téměř vyhlazené, do značné míry řídily distribuci plochých materiálů a strukturální trendy v oblasti mapy. Mnoho kráterů, interpretovaných jako nárazové , zobrazuje spektrum modifikačních stylů a stavů degradace. Interakce mezi povodími, krátery a pláněmi v tomto čtyřúhelníku poskytuje důležité vodítko pro geologické procesy, které formovaly morfologii povrchu rtuti.

V zobrazeních Země na Michelangelově čtyřúhelníku je evidentních několik rysů s nízkým albem , ale zdá se, že tyto rysy přímo nekorelují s žádnou mapovanou terénní jednotkou. Solitudo Promethei může odpovídat nánosu rovinných materiálů se středem na –58 °, 135 ° a Solitudo Martis může odpovídat podobným materiálům při –30 ° – –40 °, 90 ° až 100 °. Barevná data (oranžová / ultrafialová) uvedená v Hapke a dalších (1980) rovněž nevykazují žádnou zvláštní korelaci s mapovanými typy terénu. „Žlutá“ oblast (středně vysoká oranžová / ultrafialová) se středem na –33 °, 155 °, zdá se, odpovídá hladkému pláni, ale oblast se překrývá s přilehlým kráterovým terénem.

Data Mariner 10 zahrnují kompletní fotografické pokrytí čtyřúhelníku v rozlišení asi 2 km. Kromě toho dvanáct stereopairů pokrývá rozptýlené oblasti ve čtyřúhelníku; tyto fotografie byly použity k doplnění geologické interpretace. Asi 10 ° délky čtyřúhelníku H-13 ( provincie Solitudo Persephones ) přiléhajícího na západ je zahrnuto v oblasti mapy, protože nebylo získáno dostatek dat Mariner 10 o tomto čtyřúhelníku, aby bylo možné vyrobit další mapu.

Stratigrafie

Staré povodí materiály

Systematické mapování Michelangelova čtyřúhelníku odhalilo přítomnost čtyř téměř vyhlazených multiringových pánví. Tyto pánve jsou zde pojmenovány pro nesouvisející superponované pojmenované krátery, jak tomu bylo u vysoce degradovaných lunárních pánví (Wilhelms a El-Baz, 1977). Od nejstarších po nejmladší jsou povodí:

název	Střed (lat, dlouhý)	Průměry kroužků (km)
		Vnitřní	Druhý	Třetí	Čtvrtý	Pátý
Barma-Vincente	–52 °, 162 °	360	725	950	1250	1700
Bartok-Ives	–33 °, 115 °	480	790	1175	1500
Hawthorne-Riemenschneider	–56 °, 105 °	270	500	780	1050
Eitoku-Milton	–23 °, 170 °	280	590	850	1180

Přítomnost těchto pánví je indikována třemi kritérii: (1) izolované masivy, které zřejmě vystupují přes superponované materiály; (2) obloukovité segmenty hřebenů (rupes) zarovnané s materiálem masivu; a (3) obloukovité šáry zarovnané jak s masivy, tak s hřebeny.

Protože v žádném ze čtyř povodí nejsou uloženy usazeniny ejecta, předpokládá se, že povodí jsou nejstaršími rysy v oblasti mapy; navíc jsou obklopeni nebo pohřbeni všemi ostatními jednotkami. Údaje pro relativní věk pánví vycházejí z hustoty superponovaných kráterů primárního nárazu a stratigrafických vztahů. Tyto výsledky jsou nejisté, protože hustota kráteru v silně kráterovaném terénu na Merkuru se pohybuje od 11,2 do 17,4 × 10–5 km-2 pro krátery o průměru 20 km nebo větším (Guest and Gault, 1976). Získané výsledky odpovídají kvalitativnímu přiřazení relativního věku, které je založeno na poloze a velikosti těchto starověkých pánví.

Povodí do značné míry řídily následné geologické procesy v oblasti mapy. Velké koncentrace hladkých plání se nacházejí uvnitř hranic pánve a na křižovatkách prstenců různých pánví. Trendy segmentů scarp, které někteří pracovníci interpretují jako vyjádření poruch tahu spojených s globální kompresí (Dzurisin, 1978), jsou navíc v jejich průsečíku s kruhy pánve odkloněny do povodí soustředných vzorů. Tyto vztahy byly rovněž zaznamenány u starodávných povodí jak na Měsíci (Schultz, 1976), tak na Marsu (Schultz a další, 1982; Chicarro a další, 1983).

Kromě čtyř multiringových umyvadel je na –37 °, 125 ° patrná také starodávná dvoukruhová pánev Surikov . Je jedinečná mezi povodími dvou prstenců v oblasti mapy, protože i když je vnitřní prsten dobře zachován a morfologicky je podobný prstencům vrcholů čerstvých povodí, jako je Bach , vnější prstenec je téměř úplně vyhlazen. Tato morfologie je podobná morfologii měsíční pánve Grimaldi a naznačuje prodloužené období strukturálního omlazení podél okrajů vnitřního prstence. Hustota kráteru v této pánvi naznačuje, že je jednou z nejstarších v oblasti mapy

Starší prosté materiály

Nejstarší rozpoznatelnou rovinnou jednotkou v oblasti mapy je materiál mezi krátery, původně popsaný Traskem a hostem. Tento materiál je obecně zvlněný až hummocky a zdá se, že je základem traktů kráterovaného terénu, o čemž svědčí superpozice mnoha splynutí sekundárních látek ze sousedních velkých kráterů. V některých oblastech se zdá, že materiál mezikraterů obsahuje krátery C1 a nachází se ve všech výše popsaných degradovaných povodích. Původ materiálu rtuťového mezikrateru zůstává neznámý. Byly navrženy jak vulkanické (Strom, 1977), tak modely úlomků (Oberbeck a další, 1977). Materiál je s největší pravděpodobností polygenetický, včetně trosek kráteru a povodí a pravděpodobně starověkých vulkanických toků. Fyzicky i litologicky připomíná megaregolit lunární vysočiny.

Mladší materiály povodí

Alespoň sedm povodí v nebo částečně v Michelangelově čtyřúhelníku postdate nebo jsou souběžné s posledními fázemi ukládání materiálu mezi krátery. Dostojevskij (–44 °, 176 °) zobrazuje pouze jeden prsten; pravděpodobně je vnitřní vrcholový prstenec pohřben plaintovým materiálem. Ejecta z této pánve mohou být mapovány, pokud jde o 450 kilometrů od okraje; několik sekundárních řetězců kráteru se vyskytuje jihovýchodně od okraje. Ačkoli Dostojevskij byl považován za typický příklad velkého kráteru c3 (McCauley a další, 1981), počty kráterů naznačují, že je mnohem starší. Dopad Dostojevskij pravděpodobně nastal v klidu.

Tolstoj pánev je ve středu Tolstoj čtyřúhelníku při teplotě -16 ° C, 165 ° C (Schaber a McCauley, 1980). Skládá se ze tří diskontinuálních prstenců; ejecta může být mapována až 350 km od nejvzdálenějšího prstence. Hustota superponovaných kráterů naznačuje věk starší než Caloris Basin, ať už pozdní c1 nebo časný c2. V tomto časovém intervalu se také mohla vytvořit malá nejmenovaná pánev na –48 °, 136 °, ale její věk je nejistý kvůli částečnému pohřbu ejectou z kráteru Delacroix (–44 °, 129 °).

Účinky dopadu Caloris na oblast mapy nejsou okamžitě patrné. Žádný Caloris ejecta není evidentní a zdá se, že většina strukturálních trendů s tímto dopadem nesouvisí. Avšak poblíž západní hranice mapy jsou dvě skupiny velkých, překrývajících se kráterů se středem na –31 °, 183 ° a –49 °, 182 °. Zdá se, že se tyto skupiny vytvořily současně, protože není evidentní žádná konkrétní stratigrafická sekvence. Na základě kráterových shluků podobného vzhledu na lunární vysočině, které byly interpretovány jako sekundární oblasti povodí Imbrium a Orientale (Schultz, 1976; Wilhelms, 1976b; Eggleton, 1981), jsou tyto skupiny kráterů interpretovány jako sekundární oblasti povodí Caloris. V návaznosti na terminologii vyvinutou McCauleym a dalšími (1981) jsme je přiřadili k Van Eyck Formation , Secondary-Crater Facies. Tito sekundaři překrývají Dostojevskij ejecta a potvrzují tak tuto pánev jako pre-Caloris. Stanovili jsme referenční hustotu kráteru pro Caloris v Shakespearově čtyřúhelníku , abychom korelovali stáří pánve s tímto stratigrafickým vztažným bodem.

Beethoven pánev (20 °, 124 °), částečně odkrytý na Michelangelo čtyřúhelníku, se skládá z jednoho kroužku 660 km v průměru. Přesný věk Beethovena je nejistý; hustota superponovaných kráterů primárního nárazu naznačuje postkalorický, pozdní věk c3, ale může to být stejně starý jako časný věk c2 kvůli velkému rozsahu chyb v odhadu věku kráteru. Ejecta z Beethovenu jsou velmi rozsáhlé na východ a jihovýchod od okraje pánve a lze je mapovat až 600 km dolů od okraje. Zdá se však, že ejecta téměř chybí na západní straně pánve. Důvod této asymetrie je nejasný; možná Beethoven je výsledkem šikmého nárazu, který způsobil asymetrické rozložení ejecta (Gault a Wedekind, 1978), nebo možná radiální struktura povodí v oblasti západního okraje byla vyhlazena ejectou z Valmiki .

Ostatní mísy v čtyřúhelníku jsou Michelangelo , Valmiki a Bach. Všechny obsahují dva prstence a vypadají přechodně mezi velkými krátery a multiringovými nádržemi. Všechny postdate událost Caloris.

Mladší pláně materiály

Nejstarší ze tří mladších rovinných jednotek je materiál střední roviny. Vytváří rovinné až jemně zvlněné povrchy a oba zahrnuje trakty kráterového terénu a vyplňuje podlahy kráteru. Horní i dolní kontakt s ostatními rovinnými jednotkami jsou postupné. Tyto gradace naznačují, že přiřazení věku planým ložiskům na Merkuru je částečně závislé na relativním množství superponovaných sekundárních kráterů, jejichž hustoty se velmi liší v závislosti na kráterech blízkých zdrojů.

Jednotka hladkých rovin tvoří jak rozšířené regionální usazeniny, tak materiál podlah kráteru. Regionální ložiska jsou podstatně méně kráterovaná než ložiska jiných rovinných jednotek, i když obvykle vykazují hustotu kráterů srovnatelnou se staršími lunárními mariemi (Murray a další, 1974). Jednotka charakteristicky obsahuje hřebeny klisny , ačkoli v oblasti mapy nebyly pozorovány žádné průtočné fronty.

Původ materiálů pro mladší planiny je rozhodující pro geologickou historii rtuti. Jsou považovány za vulkanické nebo za facii balistického ejecta (Oberbeck a další, 1977). Zde se dává přednost výkladu, že velké části těchto hladkých plání jsou vulkanického původu, protože (1) jsou distribuovány regionálně a nemají zjevný zdroj pro balistickou depozici; (2) velké plochy jsou uzavřeny v prostředí usazování povodí, analogicky k lunární marii; (3) jinde na Merkuru existují nepřímé důkazy o vulkanické modifikaci impaktních kráterů (Schultz, 1977); a (4) možné krátery sopečného zhroucení jsou spojeny s krátery naplněnými pláněmi (–61 °, 161 ° a –57 °, 102 °). Části hladkých plání mohou být složitou směsí překrývajícího se výběžku kráteru.

Jednotka velmi hladkých rovin se vyskytuje pouze jako podlahový materiál v mladších kráterech c4 a c5. Materiál je interpretován jako tavenina dopadající na kráter a související plastické úlomky.

Kráterové materiály

Vklady kráterů jsou stratigraficky mapovány podle morfologické degradační sekvence navržené NJ Traskem (McCauley a další, 1981). Tato metoda předpokládá, že (1) všechny krátery daného rozsahu velikostí původně připomínají čerstvé krátery a (2) stupně eroze nárazu jsou konstantní pro všechny krátery v morfologicky definované sekvenci. I když tyto podmínky obecně platí, degradace může být lokálně urychlena sousedními nárazovými událostmi a zaplavením rovinnými materiály a zřídka může být zpomalena strukturálním omlazením topografických prvků kráterů. Stratigrafický význam morfologie kráteru je tedy pouze přibližný. Analogicky s měsíčními materiály jsou všechny zmapované materiály kráterů považovány za nárazové. Mapovány jsou pouze krátery o průměru větším než 30 km.

Velké pánve čtyřúhelníku Michelangelo byly datovány relativně počítáním kumulativní hustoty superponovaných primárních impaktních kráterů, které mají průměr větší než 20 km. Tato technika se osvědčila při datování lunárních pánví (Wilhelms, v tisku), kde zjevné superpoziční vztahy neexistují. Výsledky těchto počtů kráterů naznačují, že Dostojevskij, u kterého se předpokládá věk c3 (McCauley a další, 1981), je ve skutečnosti jedním z nejstarších povodí v oblasti mapy (počátek c1). Striktní morfologické stanovení stratigrafického věku tedy může být významně chybné.

V celé oblasti mapy jsou shluky kráterů a řetězy, které jsou satelity kráterů i pánví, ale kráter hostitele nemusí být identifikovatelný všude. Tento materiál je interpretován jako materiál od sekundárních impaktních kráterů nejrůznějšího věku. Mnoho rtuti sekundární jsou dobře zachovalé a mají ostré, nezaokrouhlené ráfky. Tato morfologie je pravděpodobně důsledkem silnější gravitace rtuti ve srovnání s Měsícem, která produkuje vyšší rychlosti nárazu pro ejecta kráteru na povrchu rtuti (Scott, 1977).

Struktura

Kruhy spojené se čtyřmi starodávnými pánvemi jsou nejstaršími strukturami v mapované oblasti a do určité míry řídily strukturální trendy následného tektonismu . Několik laločnatých hřebenů popsaných Stromem sleduje obloukovité vzory podél prstenců Barma-Vincentské pánve ; Hero Rupes je toho příkladem. Tyto laločnaté vyvýšeniny se zdají být kompresního tektonického původu a přestože jsou distribučně globální, mohou být lokálně odkloněny přítomností již existující struktury související s povodí. Další účinky těchto starodávných pánví prstenů lze vidět tam, kde okraj Dostojevského protíná prsteny Barma-Vincente (například horst na –40 °, 174 °); Zdá se, že části Dostojevského okraje byly touto křižovatkou strukturálně zvýrazněny. Tyto vztahy jsou podobné vztahům spojeným s vysoce degradovanými starodávnými povodími na Marsu (Chicarro a další, 1983). Materiál hladkých plání zobrazuje četné hřebeny, které obecně připomínají hřebeny měsíčních klisen a jsou také považovány za tektonické. Rtuťové hřebeny pravděpodobně souvisejí s menšími tlakovými tlaky, které postdatují umístění hladkých plání. S materiálem okraje umyvadla je spojena řada linií, ale většina z těchto linií pravděpodobně souvisí s depozicí ejecta. Některé chyby mohou být, zejména tam, kde se vyskytují v blízkosti již existujících prstenců povodí.

Geologická historie

Interpretovatelná geologická historie Michelangelova čtyřúhelníku začíná vytvořením čtyř starověkých mnohonásobných pánví. Od nejstarších po nejmladší jsou to Barma-Vincente, Bartok-Ives, Hawthorne-Riemenschneider a Eitoku-Milton. Tyto pánve se pravděpodobně vytvořily během období těžkého bombardování odvozeného z lunární historie (Wilhelms, v tisku). Současně s jejich tvorbou a krátce nato došlo k ukládání materiálu mezikraterských plání. Tato jednotka má složitou historii ukládání; byl přepracován na místě a pravděpodobně zahrnuje brekciovité plutonické horniny a možná starověké vulkanické toky. Ukládání materiálu mezikraterských plání ubývalo, když vznikly další nejstarší pánve (Dostojevskij, Tolstoj). Částečně překrývající se jejich formace byla depozice mezilehlého rovinového materiálu, pravděpodobně emplaced částečně jako ejecta vzdálené pánve a částečně jako vulkanické proudy. Regionální deformace těchto rovinných jednotek kompresivní tektonikou, tvořící jizvy, probíhala souběžně s jejich depozicí.

K dopadu Caloris došlo v době tvorby mezilehlého rovinného materiálu. V oblasti mapy může být Caloris ejecta přítomen v hloubce nebo může být lokálně přepracován sousedními nárazy. Jsou evidentní dvě skupiny sekundárních kráterů Caloris. Krátce po dopadu Caloris byl uložen rozsáhlý hladký rovinatý materiál, pravděpodobně vulkanického původu. Během tohoto období depozice došlo k dopadům poslední z hlavních pánví (Beethoven, Michelangelo, Valmiki a Bach). Drobná tektonická aktivita pokračovala, když se v materiálech hladkých plání vyvinuly hřebeny a vráskové hřebeny měsíčního typu .

Míra kráteru rychle klesala s výrobou kráterů c3, c4 a c5. Výroba regolitu pokračuje u všech jednotek dodnes. Pokud je geologická historie Měsíce vodítkem, většina diskutovaných událostí byla v podstatě úplná během prvních 1,5 až 2,0 miliardy let historie Merkuru (Murray a další, 1975). Souhrn globální geologie rtuti lze nalézt v Guest a O'Donnell (1977) a Strom.

Zdroje

• Spudis, Paul D .; James G. Prosser (1984). „Geologická mapa ortuti čtyřhranu Michaelangela (H-12)“ (PDF) . Připraven pro Národní úřad pro letectví a vesmír americkým ministerstvem vnitra, US Geological Survey. Publikováno v papírové podobě jako USGS Miscellaneous Investigations Series Map I – 1659, jako součást Atlasu Merkuru, 1: 5 000 000 geologických sérií. Hardcopy je k dispozici k prodeji od US Geological Survey, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225

Reference

• Chicarro, Augustin, Schultz, PH a Masson, Philippe, 1983, Basin control of ridge patterns on Mars: Abstrakty příspěvků předložených na Lunar and Planetary Science Conference, 14th, Houston, 1983, str. 105–106.
• Dzurisin, Daniel, 1978, Tektonická a vulkanická historie Merkuru odvozená ze studií o šarpech, hřebenech, žlabech a dalších liniích: Journal of Geophysical Research, v. 83, č. 1 B10, s. 4883–4906.
• Eggleton, RE, 1981, Mapa geologie dopadu povodí Imbria na Měsíci, v Geologii oblasti Apolla 16 - Střední měsíční vysočina: Odborný dokument US Geological Survey 1048, pl. 12.
• Gault, DE a Wedekind, JA, 1978, Experimentální studie šikmého dopadu: Lunar and Planetary Science Conference, 9., Houston, 1978, Proceedings, v. 3, s. 3843–3875.
• Host, JE a Gault, DE, 1976, Populace kráterů v rané historii Merkuru: Geophysical Research Letters , v. 3, č. 2 3, s. 121–123.
• Guest, JE a O'Donnell, WP, 1977, Surface history of Mercury: A review: Vistas in Astronomy , v. 20, str. 273–300.
• Hapke, Bruce, Christman, Craig, Rava, Barry a Mosher, Joel, 1980, mapa barevných poměrů Merkuru: Lunar and Planetary Science Conference, 11., Houston, 1980, Proceedings, v. 1, s. 817–821.
• McCauley, JF, Guest, JE, Schaber, GG, Trask, NJ, a Greeley, Ronald, 1981, Stratigrafie Caloris Basin, Mercury: Icarus, v. 47, č. 2 2, s. 184–202.
• Murray, BC, Belton, MJS, Danielson, GE, Davies, ME, Gault, DE, Hapke, Bruce, O'Leary, Brian, Strom, RG, Suomi, Verner a Trask, NJ, 1974, Merkurův povrch: Předběžný popis a interpretace z Marinera 10 obrázků: Science , v. 185, no. 4146, s. 169–179.
• Murray, BC, Strom, RG, Trask, NJ a Gault, DE, 1975, Surface history of Mercury: Implications for terrestrial planet: Journal of Geophysical Research , v. 80, no. 17, s. 2508–2514.
• Oberbeck, VR, Quaide, WL, Arvidson, RE a Aggarwal, HR, 1977, Srovnávací studie lunárních, marťanských a rtuťových kráterů a plání: Journal of Geophysical Research , v. 82, no. 11, s. 1681–1698.
• Schaber, GG a McCauley, JF, 1980, Geologická mapa Tolstojova čtyřúhelníku Merkuru: US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1199, měřítko 1: 5 000 000.
• Schultz, PH, 1976, Moon morfologie: Austin, Tex., University of Texas Press, 626 s.
• ______1977, Endogenní modifikace impaktních kráterů na Merkuru: Fyzika Země a planetárních interiérů , v. 15, č. 2–3, s. 202–219.
• Schultz, P. H, Schultz, RA a Rogers, John, 1982, Struktura a vývoj starověkých povodí na Marsu: Journal of Geophysical Research , v. 87, č. 1 12, s. 9803–9820.
• Scott, DH, 1977, Moon-Mercury: Relativní konzervační stavy sekundárních kráterů: Fyzika Země a planetární interiéry , v. 15, nos. 2–3, s. 2 173–178.
• Strom, RG, 1977, Původ a relativní věk lunárních a rtuťových mezikraterských plání: Fyzika Země a planetární interiéry , v. 15, nos. 2–3, s. 2 156–172.
• Wilhelms, DE, 1976b, Sekundární impaktní krátery měsíčních pánví: Lunar Science Conference, 7., Houston, 1976, Proceedings, v. 3, s. 2883–2901.
• ______ Geologická historie Měsíce: Odborný dokument US Geological Survey 1348 (v tisku). Wilhelms, DE a El-Baz, Farouk, 1977, Geologická mapa východní strany Měsíce: US Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-948, měřítko 1: 5 000 000

Čtyřúhelníky na Merkuru
H-1 Borealis ( funkce )
H-5 Hokusai ( funkce )		H-4 Raditladi ( funkce )		H-3 Shakespeare ( funkce )		H-2 Victoria ( funkce )
H-10 Derain ( funkce )	H-9 Eminescu ( funkce )		H-8 Tolstoj ( funkce )		H-7 Beethoven ( funkce )		H-6 Kuiper ( funkce )
H-14 Debussy ( funkce )		H-13 Neruda ( funkce )		H-12 Michelangelo ( funkce )		H-11 Discovery ( funkce )
H-15 Bach ( funkce )