베토벤 사각형

베토벤 사각형은 마리너 10호가 촬영한 수성의 적도 지역에 위치해 있다.대부분의 사각형 사진은 Mariner 10 우주선이 행성에서 멀어질 때 높은 태양 각도로 촬영되었다.지질 지도 단위는 형태학, 텍스처 및 알베도에 기초하여 기술되고 분류되며, 겹친 크레이터의 밀도의 시각적 비교에 기초하여 상대 연령이 할당된다.분화구 연령은 분화구 바닥, 벽, 이젝트 에이프런과 같은 내부 및 외부 기능의 보존 정도에서 알 수 있듯이 상대적으로 선명한 외관에 의해 결정됩니다.일반적으로 지형은 태양각으로 인해 매우 가라앉은 것으로 보이며 지도 단위 간의 경계가 명확하게 정의되어 있지 않습니다.

약 250km보다 큰 충돌 크레이터를 분지라고 한다.하지만 달에 있는 많은 분지들과 달리,^[1] 잘 발달된 고리가 더 작은 크레이터들을 둘러싸고 있는 반면, 사각형에 있는 두 개의 분명한 분지들인 베토벤과 라파엘은 다연선이 되어있지 않다.베토벤과 라파엘 분지의 일부에 남아 있는 이젝트 담요는 겉모습이 수그러들고 여백이 군데군데 잘 드러나지 않는다.그러나 이러한 광범위한 앞치마를 통해 일반화된 지역 지층서열을 결정할 수 있다.세 번째 유역은 매우 낮지만 가능성이 높으며 위도 0°, 경도 130°의 중심에 있다.

톨스토이 사각형은 베토벤 사각형 서쪽, 카이퍼 사각형은 동쪽이다.셰익스피어 사각형과 빅토리아 사각형은 북서쪽과 북동쪽, 미켈란젤로 사각형과 디스커버리 사각형은 남서쪽과 남동쪽이다.

층서학

평원 재료

사각형에 있는 암석 단위의 주요 구획은 (1) 평원 재료와 (2) 분화구 및 분지 재료이다.평원의 표면은 비교적 평평하지만 거친 형태부터 거의 평평하고 매끄러운 형태까지 다양하다. 후자의 지형은 케일리 층이나 달의 오래된 마리아와 같은 중간 알베도를 가지고 있다.평원 재료는 부분적으로 표면 질감과 겹친 크레이터의 밀도에 의해 결정되는 상대 연령에 의해 식별된다.가장 오래된 두 평원 단위 중 하나인 인터크레이터 평원 재료는 원래 트래스크와 ^[2]게스트에 의해 설명되었습니다.그것은 사각형 서쪽, 중앙, 남동쪽의 넓은 지역을 차지한다.수성의 ^[3]다른 지역과 마찬가지로, 수성의 표면은 많은 매몰된 분화구 가장자리의 윤곽과 더 오래된 표면 테라 잔해의 윤곽을 드러냅니다.이 유닛은 겹치는 체인과 홈을 형성한 많은 2차 크레이터에 의해 샅샅이 훑어져 왔습니다.분화구 간 평원 단위는 분화구와 분지 분출 퇴적물, 화산 흐름, 그리고 부분적으로 다시 표면화되고 고분화구 상태의 오래된 지각암을 매끄럽게 한 가능한 화쇄암 퇴적물로 구성되어 있는 것으로 추정된다.단위는 평원과 테라 재료를 사용하여 수평 방향으로, 분할되지 않은 상태로, 그리고 중간 평원 재료를 사용하여 수직 방향으로 그라데이션된 것으로 보입니다.크레이터 간 평원 물질은 아마도 베토벤 분지 주변의 이젝트 담요와 거의 같은 나이일 것입니다: 두 유닛 모두 높은 크레이터 밀도를 가지고 있습니다.평원단위가 베토벤보다 젊다는 것은 평원물질의 겹침이나 변색에 의해 분지의 이젝트 담요가 부분적으로 가려지는 것처럼 보이는 일부 지역에서 나타날 수 있다.스푸디스와 프로서(1984)는 베토벤의 나이가 3세 후반이거나 2세 초반일 수도 있다.

분할되지 않은 평원과 테라 소재의 나이는 아마도 크레이터 간 평원 소재의 나이와 동등할 것이며, 적어도 중간 평원 소재의 일부에 해당하지만 후자와는 접촉하지 않았다.사각형 중앙과 동쪽에 있는 평원과 테라 유닛은 원래 카이퍼 사각형에서 동쪽으로 매핑되었다(De Hon and others, 1981).화질 차이로 인해 평지와 테라 소재의 명확한 구분이 불가능한 경우 이 용어를 사용했습니다.같은 이유로 베토벤 사각형에 이름이 채택되었다.이 단위는 서쪽과 남쪽으로 교차하는 평원 재료와 결합하며 동일한 기원과 구성을 가진 것으로 해석됩니다.

중간 평원 물질과 매끄러운 평원 물질 또한 연속적인 시퀀스를 형성하는 것으로 보이는 비교적 미세한 분화구 분출물과 화산 물질의 혼합물로 구성되어 있을 것이다.두 장치 모두 크레이터 간 평원 장치보다 두껍습니다.중간 평원 재료는 사각형의 서쪽 절반에 있는 크레이터 간 지역에 널리 분포하며 남쪽 부분의 오래된 크레이터와 분지의 바닥을 채운다.가장 젊은 평원 단위인 매끄러운 평원 물질은 낮은 지역에 산재하여 발생하며 c4년 이상 된 많은 분화구의 바닥을 덮고 있다.일부 분화구 바닥, 특히 작은 분화구 바닥에서는 매끄러운 평야와 중간 평원 재료를 구별하기 어렵고 선택이 임의적입니다.

어두운 물질의 몇 개의 작은 부분과 c5 크레이터에서 나오는 밝은 광선으로 덮인 영역을 제외하고, 모든 평원 단위와 많은 크레이터의 외부 테두리 재료는 중간 범위에 알베도를 가지고 있습니다.전체적으로 이 물질들은 달의 밝은 고지대와 어두운 마리아와는 달리 행성의 표면에 균질한 외관을 부여합니다.

베토벤 사각형에서는 카이퍼 사각형(De Hon and others, 1981)과 유사한 테라 소재가 인식되지 않았다.그 부재는 부분적으로 카이퍼 지역의 유닛을 특징짓는 거친 질감의 거친 표면을 산출할 수 있었던 결합된 이젝트 블랭킷의 더 적은 수의 젊은 크레이터 클러스터 때문일 수 있다.또한 베토벤 상을 획득한 높은 태양각에 의해 거칠기의 가시적인 효과가 감소합니다.

유역 및 분화구 재료

베토벤과 라파엘 분지의 거친 선이 그려진 이젝트 담요가 지도의 남쪽 지역을 지배하고 있다.베토벤의 분화구 벽은 분출 담요와 평원 물질로 묻혀 있다.두 분지의 이젝트 담요는 광범위하지만, 매우 비대칭적이며 크레이터 간 평원과 젊은 평원 단위로 군데군데 깊게 패여 있습니다.분지의 림 볏과 내벽의 불연속적이고 가라앉은 외관과 함께 이러한 엠바먼트 관계는 비교적 오래된 충격 구조임을 시사한다.그러나 수성의 형태학적 외관은 예를 들어 달의 형태와 비교해 볼 때 수성의 높은 온도와 중력장 때문에 오해를 일으킬 수 있다.이 두 가지 조건 모두 특히 큰 ^[1]구조물에서 낮은 지형과 한때 큰 지형적 특징의 "노화"로 표현되는 보다 빠른 등정적 조정을 촉진할 수 있다.반면 크레이터 수는 관측된 지층학적 관계를 지지하는 경향이 있습니다.

사각형에는 베토벤과 라파엘의 커다란 단륜 분지 외에도 직경 100km가 넘는 최소 8개의 복륜 크레이터가 있다.이러한 크레이터의 나이는 c1에서 c3까지이며, 소규모로 분출 담요는 주변의 물질 단위의 상대적인 연대에 유용한 층서학적 지평을 제공한다.이중 고리 크레이터 중 가장 어린 두 개, Durer(북위 22°, 긴 119°)및 비발디(북위 14°, 길이 86°)는 돌출되고 거의 연속적인 내부 고리를 가지고 있으며, 지름은 외부 고리의 약 절반입니다.달의 여러 개의 구조물과 달리, 이러한 크레이터 주변에서 추가적인 고리의 흔적은 보이지 않습니다.

중심 피크는 c3과 c4 연령의 크레이터에서 흔하지만 c2 연령의 크레이터에서는 드물다.그들의 기원은 유전적으로 더 큰 크레이터와 분지의 내부 고리와 관련이 있을 수 있습니다.분화구 바닥은 충격파에 의해 형성된 산산조각나고 부서진 물질로 이루어진 구역으로 지탱된다.분화구 림 재료는 충돌로부터 감압된 분출물로 구성되는 반면, 중앙 피크는 아마도 분화구 벽에서 슬럼프 재료의 수렴 흐름에 의해 형성되었을 것이다(Shoemaker, 1981).만약 크레이터가 충분히 크다면, 수렴된 흐름으로 인해 중심 피크가 아닌 내부 고리가 형성되었다.Melosh(1983)는 중심 고리 또는 피크 형성을 위한 대안 모델을 논의했는데, Melosh는 물 속에 떨어진 돌에 의해 생성된 제트와 유사한 골절된 물질의 반발의 결과로 중심 고리가 형성된다고 제안했다.크레이터의 크기에 따라 중앙 봉우리 또는 내부 고리가 됩니다.중앙 봉우리의 한계 크레이터 크기는 게스트와 다른 사람들에 의해 약 150km로 정의되었다(1979년, 페이지 88).이 크기 제한은 안쪽 테두리 크레스트 직경이 약 80km인 고리형 크레이터 유다 하-레비(북위 11°, 길이 109°)를 제외하고 베토벤 사각형에 일반적으로 적용 가능한 것으로 보인다.이 크레이터는 두 개의 고리를 가진 것처럼 보이지만 내부 고리 구조는 외부 고리보다 형태학적으로 신선하며, 별도의 충돌로 형성되었을 수 있습니다.

직경 약 30km 미만의 크레이터는 광선을 방출하는 크레이터와 대형 크레이터와 분지에 인공위성으로 연결된 체인 및 클러스터로 발생하는 크레이터를 제외하고 매핑되지 않았다.이러한 위성 또는 2차 크레이터는 상대적인 나이 또는 기원에 따라 구분되지 않습니다.(단, 남서쪽 지도 모서리 부근에서는 긴 사슬이 모 분화구 발미키에 방사상으로 연결되어 있습니다).일반적으로, 2차 크레이터는 지형적으로 더 신선해 보이고 달의 크레이터보다 1차 크레이터 근처에 있습니다.이러한 효과는 아마도 달에 비해 수성의 중력장이 높기 때문에 분화구 분출 속도가 더 빨라졌기 때문일 것이다(Scott, ^[4]1977년).

구조.

단층이나 단사각형 접힘과 관련된 단층이나 스카프 모두 베토벤 사각형에서 흔하지 않은 것으로 보이는데, 아마도 높은 태양 높이 때문인 것 같다.이러한 구조물 중 가장 길고 눈에 띄는 것은 지도 영역의 남동쪽 사분면에 있는 평원과 테라 물질에서 발생한다.여기에서 일련의 두드러진 스카프가 약 위도 10°, 경도 95° 부근에서 위도 4°, 경도 86° 부근까지 약 400km의 거리에 걸쳐 북동쪽으로 뻗어 있다.크레이터 Durer의 내부 링은 작은 정상 단층 또는 스트라이크 슬립 단층에 의해 북쪽에서 약간 상쇄되는 것으로 보입니다.

사각형 전체에 홈과 능선이 있습니다.기압골이 분화구 또는 분지 중심에서 뚜렷하게 반경방향에 있지 않은 경우에는 그래벤(graben)이 될 수 있다. 그러나 대부분의 경우 저각 탄도 궤도에서 충격 분출에 의해 생성된 선형 구멍과 구별하기가 어렵다.일부 능선은 달마리아의 능선과 비슷하지만, 일반적으로 덜 선명하게 나타납니다.두 고대 분지의 가장자리를 파묻은 것으로 해석되는 능선은 베토벤 분지의 거의 북쪽에서 부분적으로 볼 수 있다. 분지의 가능한 중심은 위도 11° S, 경도 127° 및 위도 2° N, 경도 124° 부근이다.

지질사

수성의 진화 역사의 재구성에 대한 지질학적 증거는 궤도를 도는 우주선과 착륙선이 전체 또는 거의 전체 커버리지와 고해상도 이미지를 제공한 달과 화성에 비해 덜 완벽하다.그러나 이용 가능한 데이터를 통해 3개 물체의 충격 및 부가 이력과 관련하여 특정 유사점을 도출할 수 있다.지질학적 기록은 세 가지 모두에서 유성체 플럭스가 감소하는 시기를 보여주며, 지각 진화 초기에 형성된 분지와 큰 크레이터는 점차 작은 크기의 충돌로 대체되었다.베토벤 사각형에서 표시 가능한 c5 크레이터의 상대적 부족은 젊은 크레이터 계층에서 크레이터 생성률이 감소했음을 나타냅니다.가장 오래된 등급인 c1의 작은 크레이터의 낮은 밀도는 오랜 수은 역사 동안 분출물과 화산 물질에 의한 충격과 외관에 의해 파괴된 결과입니다.

분화구간 평야와 젊은 평원 물질은 아마도 기원이 뒤섞여 있으며, 화산과 충격 분출 관련 퇴적물로 구성되어 있다.평원 자재는 주로 저지대에 축적되어 오래된 분화구와 지표면을 매립 또는 부분적으로 매립했다.이들의 상대적인 나이와 두께는 표면에 보이는 크레이터의 수에 반영됩니다. 크레이터 밀도가 높으면 평원 물질은 상대적으로 오래되거나 얇습니다. 낮은 크레이터 밀도는 상대적으로 두껍고 젊은 퇴적물을 나타냅니다.중첩된 크레이터가 부분적으로 매립된 크레이터와 구별할 수 있는 경우 평원 단위의 상대 연령을 설정할 수 있습니다.크레이터 수는 크레이터 밀도가 중간 평원 단위보다 두 배 높은 크레이터 간 평면 단위가 상당히 오래되었음을 나타냅니다.

메르쿠리안 평원 물질이 달마리아의 화산 흐름과 유사한지는 알려지지 않았다.이 사각형에서 전자는 다른 단위와 대비되는 낮은 알베도와 강한 알베도, 낙엽류 전선, 구불구불한 주름이 많은 능선과 꼭대기 크레이터를 가진 돔 등 암말 재료의 많은 특징이 결여되어 있다.아마도 수성의 평원 단위는 달의 케일리 층과 비슷하고 대부분 미세하게 분할된 분출 물질로 구성되어 있을 것이다.베토벤 사각형에서 평원 단위의 기원과 구성이 무엇이든, 그것들은 이 지역의 지각 진화의 후기 단계를 나타냅니다.

이 사각형에서 관찰된 달과 수성의 부분 사이의 다른 차이점은 베토벤에 뚜렷한 고지대와 저지대가 없다는 것뿐만 아니라 오래된 크레이터와 분지 주변의 2차 크레이터 체인의 사각형에 보존되어 있다는 것이다(Scott, 1977년).

수성의 지질 역사는 Guest and O'Donnell(1977년), Davies와 다른 사람들,^[5] 그리고 Strom에 ^[6]의해 요약되었다.

원천

• King, John S.; David H. Scott (1990). "Geologic Map Of The Beethoven (H-7) Quadrangle Of Mercury" (PDF). 미국 내무부 지질조사국에 의해 항공우주국 준비.USGS Miscellaneous Investigations Series Map I–2048로 하드카피로 발행되었으며, 수성 지도책의 일부로 1:500,000 지질 시리즈에 수록되어 있습니다.하드 카피는, 미국 지질 조사국, 정보 서비스, 박스 25286, 연방 센터, 덴버, CO 80225에서 구입할 수 있습니다.

레퍼런스

• 드 혼, R.A., 스콧, D.H. 및 언더우드, J.R., Jr., 1981, 수성 카이퍼 사각형의 지질도: 미국 지질조사 잡동사니 시리즈 지도 I-1233, 축척: 500만.
• 게스트, J.E., Butterworth, Paul, Murray, John 및 O'Donnell, W.P., 1979, 행성 지질학:뉴욕, 존 와일리, 208 p.m.
• Guest, J.E.와 O'Donnell, W.P., 1977, 수성 표면사: 리뷰:천문학의 비스타, v. 20, 페이지 273-300
• 국제천문연맹, 1977년 제16차 그르노블 총회 행성계 명명 작업그룹, 1976년 절차:국제천문연맹 거래, v. 16B, 페이지 330-333, 351-355.
• McCauley, J.F., Guest, J.E., Schaber, G.G., Trask, N.J. 및 Greeley, Ronald, 1981, Mercury, Caloris 분지의 Stratigaphy:이카로스, 대 47, 제2호, 페이지 184–202
• Melosh, H.J., 1983, 음향 유동화:아메리칸 사이언티스트, v. 71, 페이지 158~165
• Scott, D.H., 1977, Moon-Mercury: 2차 크레이터의 상대적 보존 상태:지구와 행성 내부의 물리학, v. 15, 제2-3호, 페이지 173–178.
• 슈메이커, E.M., 1981년, J.K. 비티, 오리어리, 브라이언, 차이킨의 고체의 충돌,새로운 태양계:매사추세츠 주 캠브리지스카이 출판사, 페이지 33~44
• 수성 미켈란젤로 사각형의 지질도: 미국 지질조사 잡동사니 조사 시리즈 I-1659 축척 1:500만.
• 뉴저지 주 트래스크와 주리신, 1984년, 수성 발견 사각형 지질도: 미국 지질조사 잡동사니 조사 시리즈 지도 I-1658, 축척 1:500,000.