보렐리스 쿼드랑글

보렐리 쿼드랑글은 북극을 65° 위도까지 둘러싸고 있는 수성의 쿼드랑글이다(화성의 지리 참조).

그것은 적어도 400 km(250 mi)의 직경을 가진 괴테 분지를 포함하고 있는데, 이 분지의 지름은 메리너 10 영상에서^[1][2][3] 관측된 여섯 번째로 큰 충격 분지(Murray 등, 1974년; 보이스와 그로리어, 1977년; 스트롬, 1977년)이며 스키나카 분지의 발견으로 알려진 일곱 번째로 큰 충격 분지를 포함하고 있다.매핑된 영역의 서쪽 절반(긴 100°와 190°W 사이)은 오래된 분화구와 그 사이에 있는 크레이터 간 평원 물질에 의해 지배된다.젊은 분화구 재료, 중간 평원 재료, 그리고 부드러운 평원 재료의 작은 조각들이 다른 모든 유닛에 겹쳐져 있다.지름 122km(76mi)의 분화구 베르디(Verdi)는 젊은 분화구 중 가장 크다.그것의 광대한 이젝타 담요와 2차 분화구는 평야 물질과 오래된 분화구 위에 겹쳐져 있다.

지도 면적의 동쪽 절반(긴 0°~100°W 사이)은 평야 물질(Murray 등, 1974년)이^[4] 매끄러운 것이 특징이다.이 유닛은 보렐리스 플라니티아의 광대한 확장 지역을 커버하는데, 이것은 직경이 1,000km(620mi)로 불규칙한 아르쿠아 서쪽 경계를 가지고 있다.이 우울증은 하나 또는 여러 개의 오래된 충격 구조물의^[3][4] 현장 위에 위치한다(Boyce and Grolier, 1977년).

매리너 10개 이미지

보레알리스 지역에서는 메리너 10개의 영상이 긴 0°에서 긴 190°W까지 서반구에서만 이용 가능하다.수성은 1974년 3월 29일 첫 마리너 10호 플라이비가 이 지역의 가장 유용한 사진을 획득했을 때 190°W의 긴 어둠 속에 있었다.지질학적 매핑에 사용된 사진의 대부분은 첫 번째 패스(Mercury I) 동안 출발하는 우주선에 의해 획득되었다.Mercury II의 만남은 지도 영역의 사용 가능한 이미지를 제공하지 않았다; 지질학적 매핑에 적합한 두 장의 저공각 사진이 1975년 3월 17일 세 번째 플라이비 동안 획득되었다.^[5]보레알리스 지역에는 입체 사진 쌍을 사용할 수 없다.

첫 만남 당시 터미네이터는 0°~180° 자오선으로부터 몇 도 떨어져 있었기 때문에 광범위한 조명 조건에서 그 지역의 사진을 획득했다.이러한 조건과 사진의 큰 부조화는 남쪽의 카이퍼(De Hon 등, 1981년), 빅토리아(McGill and King, 1983년), 셰익스피어(Guest and Greley, 1983년) 쿼드랑글에서 그랬던 것처럼 지도 영역의 표면 물질의 지질학적 해석에 방해가 되었다.

기후

수성의 적도면은 궤도면(Klaasen, 1976; Murray 등, 1981, 페이지 28)에 2° 미만으로 기울어져 있으며, 지상의 58.64일 회전기간은 87.97일(콜롬보, 1965; 콜롬보, 샤피로, 1966)으로 3분의 2의 공명에 있다.^[5]그 결과 발생하는 지연과 궤도 이심률은 지구에서와 같이 위도뿐만 아니라 경도에서도 평균 온도의 변화를 일으킨다.그러나 수성의 비교적 느린 회전 기간 때문에, 높은 위도에서도, 기온의 주간 편차는 위도와 경도를 따라 평균 온도 편차를 크게 초과할 것이다.그것의 뚜렷한 궤도 편심(0.2563)은 수성의 명백한 태양 광도를 메르쿠리아 해 동안 2배 이상 변화하게 하며 평형 온도의 약 20% 변화에 해당한다.^[6]또한 궤도 각도 운동량과 스핀-오비트 커플링의 보존은 일광의 길이에 상당한 변화를 일으킨다.새벽과 일몰은 태양 원반을 가로지르는 머큐리안 지평선의 긴 이동 시간에 의해 길어지기 때문에 해가 질 무렵에는 낮이 길어지고 밤도 몇 날씩 감소하며, 해가 뜰 때는 그 반대로 감소한다(Robert Wildey, 미국 지질 조사국, 구강 통신, 1982년).이러한 고려사항에도 불구하고, 그리고 수백 켈빈들의 표면 온도에서의 일일 범위에도 불구하고, 극지방의 표면 하층 온도는 항상 영하로 유지된다. (Murray, 1975)

층류성

보렐리스 지역 내에서 3개의 광범위한 평야 단위는 상대적 나이와 밀접한 관련이 있는 분화구 밀도의 분명한 차이로 크게 인정받고 있다(소더블럼과 보이시, 1972년).가장 많이(가장 오래된) 크레이스트에서 최소 크레이스트(최소한)까지 이 유닛들은 크레이터 간 평원 소재, 중간 평원 소재, 부드러운 평원 소재다.시각적 식별은 실제 분화구 수로 확인 및 정제된다.달 표면을 기준으로 삼으면 보렐리스 지역의 머큐리안 평원의 분화구 밀도는 달 표면이 가장 많이 크레이그된 달 표면인 달 상류와 적당히 크레이그된 달 암말 표면인 오셔너스 프로셀라룸의 분화구 밀도로 분류된다.달 상류에 대한 곡선은 티올코프스키 분화구 북서쪽에 있는 분화구 멘델레예프와 마레 스미시이 분화구 사이의 분화구 수에서 도출되었다.오세아니아 프로셀라룸 남동부의 곡선은 크레이터 쿠노스키 남쪽의 2°00' N. 근처와 긴 31°00'W 부근에 위치한 지역에서 얻었다.오션 프로셀라룸은 오랫동안 "평균적인 달의 암말"에 가까운 것으로 여겨져 왔다. 그 분화구 밀도는 크레이트가 많이 들어간 마레 안심과 살짝 크레이트에 적신 마레 세레나타티스 사이의 중간이다.

보렐리스 플라니티아의 소재는 우주선의 움직임에 의해 그 지역의 영상이 흐려져 신뢰할 수 있는 분화구 수를 얻을 수 없었기 때문에 평탄한 평야수에 포함되지 않았다.그러나 셰익스피어 쿼드랑글, 스트린드버그 분화구, 수이세이 플라니티아에 있는 65°N의 남쪽의 평야는 이러한 계수들에 포함된다.보렐리스 플라니티아 밖에 놓여 있는 평원 물질은 불규칙한 벨트로 분포되어 있는데, 이 벨트는 종단기와 서로 평행하게 분포되어 있다.190°W의 긴 동쪽에서, 다음과 같은 벨트 패턴이 관찰된다: 크레이터 간 평야 재료, 중간 평야 재료, 그리고 다시 크레이터 간 평야 재료.세 개의 벨트 모두 셰익스피어 쿼드랑글(Guest and Greley, 1983년)까지 남하한다.

거칠기와 분화구 밀도의 변화에 의해 한 종류의 평원 재료를 다른 것과 구별하는 것은 개별 메리너 프레임의 분해능과 조명 조건에 크게 좌우된다(샤버와 맥컬리, 1980).이 제약조건은 달(Masursky 등, 1978년, 페이지 80–81)과 화성(Boyce 등, 1976년)에 대해 잘 문서화되어 있다.종단기에 가까운 점점 낮은 태양 각도로 교차로와 중간 평원 재료가 이미징된 보렐리스 지역에서는 관측 가능한 작은 분화구의 수가 증가하면서 종단기로부터 거리가 줄어들고 그에 따라 태양 각도가 감소한다.분화구 풍부함의 이러한 차이는 직경이 작은 분화구에 대해서만 발생하며 직경이 3km(1.9mi) 이상인 분화구만 계산하면 제거할 수 있다.

오래된 평원 재료

교차로 평원 재료는 보렐리스 지역에서 가장 오래된 인식 가능한 지도 단위다.그것은 약 155°에서 190°W의 긴 크레이터 사이에 놓여 있으며, 그것은 또한 고갱 서쪽의 크레이터와 만사르트 남쪽과 남동쪽의 밀접하게 채워지고 겹치는 큰 크레이터들 사이에 발생한다.이 유닛은 원래 수성에 가장 널리 퍼져 있는 유닛으로 간주한 ^[2]트라스크와 게스트에 의해 설명되었다; 스트롬은^[3] 이 물질이 메리너 10이 보는 표면의 3분의 1을 차지하고 있다고 보고했다.크레이터 간 평원 재료의 주요 형태학적 특성은 직경 5~10km의 과포화 분화구의 고밀도인데, 일반적으로 얕고 긴 편이다. 아마도 이 분화구는 장치에 중첩된 인근 대형 1차 분화구에서 파생된 2차 분화구일 것이다.하나의 집단으로서, 큰 크레이터와 관련된 크레이터 간 평야는 트래스크와 게스트에 의해 정의되는 심하게 크레이터된 지형의 일부를 형성한다.^[2]

수성의 다른 곳처럼 보렐리스 지역에서는 크레이터 간 평원 물질의 상대적 나이와 특성이 불확실하다.스트롬은^[3] 수은주 간 평야와 임브리아 이전이 달의 메어 넥타리스의 남남서쪽에 있는 평야들 사이의 서핑 형태학의 유사성에 주목했다(Wilhelms and McCauley, 1971; Scott, 1972).달 전 임브리아 구덩이 평야에 있는 구덩이는 머큐리안 교배 평야 물질의 표면에 후추를 칠하는 작은 제2구리와 비슷하다.달에는 임브리아 이전의 평원 재료가 얀센 형성(Scott, 1972년)을 형상화하는데, 그 바탕은 화밀계(Stuart-Alexander and Wilhelms, 1975년)의 근거지로 정의된다.그러나 보렐레아 지역의 분화구간 평원 물질의 분화구 밀도는 멘델레예프 분화구와 마레 스미시이 분화구로 둘러싸인 티올코프스키 분화구의 북서쪽 지역인 달 저편 지역의 분화구 밀도와 일치한다.이 지역은 Nectarian 미분해 테라와 Nectarian 이전과 Neutarian 분화구 (Wilhelms and El-Baz, 1977)가 지배하고 있다.수성의 크레이터 간 평원 물질과 달의 커넥타리아 이전 지형의 크레이터 밀도의 유사성은 지질학적으로 의미심장하며, 이는 수성과 달에서 가장 오래된 인지도가 높은 표면이 지각 크레이터의 유사한 단계를 거쳤다는 것을 보여주지만, 반드시 같은 절대 지질학적 시간에 있는 것은 아니다.분화구 밀도와 보레알리스 지역의 방부 관계의 차이는 분화구간 평원 재료와 보다 부드러운 중간 평원 재료가 분화구 투르게네프 북동쪽 지역의 많은 분화구보다 젊고, 보렐리스 평원 재료는 보레알리스 평원보다 더 오래되었다는 것을 보여준다.

층간 평야 물질의 상대적 연령은 그 기원과 관계가 있다.^[3]만약 매우 오래되었다면, 크레이터간 평원 물질은 달에 존재했을 수 있는 것과 같은 마그마 해양에서 파생된 아노르토사이트로 구성될 수 있다(우드 등, 1970).수은 진화의 후기 단계에서 전자파인 경우 분지 분출물 또는 용암 흐름으로 구성될 수 있다.그러나, 행성 전체에서 화산 폭발이 아닌 충격 기원에 대한 형태론적 증거는 설득력이 없다.^[3]어느 하나의 가설이 최종적으로 입증되든 아니든 간에, 충돌자간 평원 물질의 전위는 강도 높은 억제의 폭격의^[7] 초기 단계에서 시작되었을 가능성이 있으며(Guest와 O'Donnell, 1977) 중간 평원 재료가 형성될 때까지 지속되었다.

이러한 일반적인 결론은 직경 30km에서 60km 사이의 크레이터의 상대적 희소성에 의해 보렐리스 지역에서 지지되는 것으로 보인다.이러한 희소성은 분화구 중첩에 의해 다시 표면화되고 분화구 분출에 의해 덮이거나 용암 흐름에 의해 다시 표면화됨을 나타낼 수 있다.수성의 직경 60km의 분화구 또한 티올코프스키 분화구 북서쪽 달 상류지역의 분화구에 비해 상대적으로 희소하다.달에 비해 수성의 큰 분화구와 분지의 밀도가 감소하는 것은 이러한 신체에 대한 다른 분화구 인구 비율의 함수일 수도 있고 다른 지각 역사의 영향이 될 수도 있다(샤버 등, 1977년).

중간 평원 재료는 분화구간 평원 재료와 평원 재료 간의 거칠기와 분화구 밀도 전환이 있다.보레알리스 지역에서는 셰익스피어 쿼드랑글에서 수이세이 플라니티아의 북쪽과 북동쪽으로 확장되는 다소 넓은 벨트에서 이 단위가 발생한다.중간 평원 물질은 먼저 인지되고 톨스토이 쿼드랑글(Schaber and McCauley, 1980년)에서 지도화되었는데, 주로 분화구의 바닥에서 발생한다.분화구간 평원 재료보다 낮은 분화구 밀도와 "평탄한 평원 재료에서 발견되는 것보다 작은 밝은 할로 분화구의 발생률이 낮음"으로 확인되었다(샤버와 McCauley, 1980).두 가지 특성 모두 보렐리스 지역의 중간 평원 재료의 전형이기도 하다.

분지 재료

괴테 분지는 테두리에서 테두리에 이르는 지름이 약 400km(250mi)에 이르는 큰 원형 우울증이다.괴테는 부드럽게 경사진 벽과 이젝타 퇴적물로 구성될 수 있는 불연속적이고 낮은 험모키 림 재료로 북쪽과 동쪽을 경계한다.이러한 물질은 톨스토이 쿼드랑글(Schaber and McCauley, 1980)의 칼로리스 분지 주변에서 발생하는 물질과 유사하다.서쪽으로는 괴테가 적어도 세 개의 아행성 능선이나 기울어진 블록으로 경계를 이루는데, 부분적으로는 매끄러운 평야 물질로 채워진 좁은 수조에 의해 분리되어 있다.완만한 경사진 분지벽 위로 분지 퇴적물과 이젝타를 닮은 언덕과 험모크 잔해가 돌출해 있다.그들은 분지 반경의 1/2에서 1/3 정도 거리를 두고 훨씬 가라앉고 낮고 거의 감지할 수 없는 림 볏을 넘어 분지 남서쪽과 북쪽으로 뻗어 있다.괴테는 그것의 벽, 림 볏, 그리고 대부분의 이젝타가 부분적으로 묻힌 매끄러운 평원 물질보다 더 오래되었다.괴테 충격 분지는 일부 크레이터 간 평원 물질과 근처의 큰 크레이터보다 더 오래되었을 수 있다.또한 칼로리스 분지보다 훨씬 오래되었다. (McCauley 등, 1981년).

보레알리스 지역 안과 남쪽으로의 여러 추가 충격 구조물은 지름이 머레이 등이 수은 분지에 대해 채택한 임의로 선택한 200km 하한(1974)보다 작음에도 불구하고 분진이라고 불릴 만큼 충분한 구조적 세부사항을 나타낸다.이 중 가장 크고 오래된 것은 보티첼리로, 110°W의 긴 64°N을 중심으로 직경 140km(87mi)의 분화구다.분화구의 가장 북쪽에 있는 부분과 내부만이 지도에 있는 지역 안에 있을 뿐, 현재 부드러운 평원 물질에 의해 침수된 내부 고리의 유령 잔해물은 셰익스피어 쿼드랑글에서 더 남쪽으로 인식된다(FDS 148).터르게네프는 직경 110km(68mi)로, 비록 봉우리 고리가 매끄러운 평야 물질 아래 숨겨져 있었을지 모르나 중앙 피크 대야(Wood and Head, 1976년)가 될 정도로 크다.보티첼리와 투르게네프의 테두리는 모두 빽빽하게 채워진 크레이터로 덮여 있는데, 대부분은 크레이터 간 평원 물질에서 흔히 발생하는 2차 크레이터와 닮았다.따라서 보티첼리와 투르게네프는 적어도 크레이터간 평원 물질만큼 오래되었으며, 괴테 영향분지와 나이가 같을 수도 있다.빅토리아 쿼드랑글의 64°N, 긴 77°W를 중심으로 직경 130km의 몬테베르디 분지의 나이에 대해서도 유사한 주장이 진전될 수 있다.중앙 봉우리와 유령처럼 불연속적인 내부 고리를 가진 젊은 크레이터 조카이와 베르디는 아마도 중앙 피크 바진(Wood and Head, 1976년)의 자격이 있을 것이다.두 구조물은 모두 칼로리스 분지보다 상당히 젊다.

Caloris 그룹의 가장 독특하고 먼 단위인 Van Eyck Formation의 라인 또는 2차 크래터 면과 유사한 재료는 보렐리스 지역에서 명확하게 식별할 수 없다(McCauley 등, 1981).지도화하기에는 너무 작은 몇 개의 둥근 언덕이나 손잡이가 있다; 그것들은 형태학적으로 셰익스피어 쿼드랑글의 칼로리스 분지를 둘러싼 오딘 형성의 블록(Guest와 Greley, 1983), 그리고 달의 임브륨 분지 주변의 알프스 형성의 특징과 유사하다.이들 노브 중 가장 부딪히는 두 개의 노브는 길이가 2km(1.2mi)이고 가로가 0.2km(0.12mi)일 가능성이 있다. 노브는 69° N, 157° W(FDS 088)에서 훨씬 분해되고, 마개가 벗겨지지 않은 불규칙한 분화구를 채우는 부드러운 평원 물질 위로 솟아 있다.이 손잡이는 칼로리스 몬테스의 북동쪽 약 1,100 km(680 mi)이며 칼로리스 분지 이젝타를 나타낼 수 있다.또는 니자미 분화구 북쪽과 인접한 이름 없는 분화구에서 남동쪽으로 불꽃이 튀는 분화구 베르디 분화구 또는 라인 및 이차 분화구 분화구와 관련될 수 있다.칼로리스 분지 이벤트와 관련이 있을 수 있는 또 다른 형태학적 특징은 크레이터 간 평원 재료와 만사르트 같은 분화구의 남서향 벽에 있는 홈으로 이루어져 있다.이 홈들은 길이가 수 킬로미터나 되고 폭이 수백 미터나 된다.많은 작은 2차 분화구의 연장의 방향은 또한 칼로리스 사건과 관련된 기원을 암시한다.

젊은 평원 소재

매끄러운 평원 재료(단위 ps)는 보렐리스와 수이세이 플라니티아뿐만 아니라 대부분의 분지와 분화구 바닥의 광대한 광장을 형성한다.보레알리스 지역에서 가장 광범위한 지층 부대로 지도 면적의 30%를 차지한다.평야 원료의 표면은 층간 평야 원료의 표면에 비해 다소 희박하게 구겨져 있다.주름의 굴곡은 흔하다.괴테 분지의 바닥과 그 위에 덧씌워진 젊은 분화구(현재 매장된 분화구로 관측됨)는 모두 부드러운 평원 물질에 의해 맨틀이 되어 있다. 또한 이 부대는 보렐리스와 수이세이 플라니티아에서 공통적으로 존재하며 달의 분화구 아르키메데스를 닮아 있는 유령과 침수된 분화구를 채운다.분지와 분화구 바닥에 있는 물질의 존재뿐만 아니라, 기존의 지형을 묻기 위해 보렐리스 플라니티아에 기초해야 하는 매끄러운 평원 재료의 엄청난 부피는 매끄러운 평원 재료가 화산 용암이^[1] 흐르면서 유동화된 상태에 놓였음을 시사한다(Murray 등, 1974년).비록 전선이 보렐리스 평야에 선명하게 지도되어 있을 수는 없지만, 유닛의 화산 기원에 대한 추가 증거는 분자간 평야 물질에 겹쳐서 공급되며, 보렐리스 평야 서쪽 가장자리를 따라 가장 잘 관찰된다(FDS 85, 152, 153, 156, 160).수성에서 인식되는 다양한 종류의 평야 물질은 톤 대조를 거의 보이지 않는다.평야 원료의 알베도는 달의 암말 원료의 알베도보다 높다(Hapke 등, 1975년).수은 매끄러운 평원 재료와 달 밝은 평원 재료 사이의 알베도의 유사성으로 인해 빌헬름스는^[8] 그 비유를 구성으로 확장시켰다: 그는 두 유닛 모두 아폴로 16에 의해 샘플링된 달 케이리 형성과 유사한 임팩트 이젝타로 구성될 것을 제안했다.빌헬름스는^[9] 보렐리스 플라니티아 광활한 평원의 재료의 원천 분지가 "종착기 너머의 어둠 속에 숨어 있을 수 있을 것"이라는 가설까지 세웠다.그 문제에 대한 더 많은 토론은 스트롬에 의해 주어진다.^[3]

크레이터 재료

보렐리스 지역에서는 매컬리 등이 제안한 5배 분류(1981)에 따라 분화구가 지도화되는데, 분화구 지름과 형태적 열화를 기준으로 머큐리 분화구 연령을 결정한다.지름 약 30km(19mi) 미만의 분화구는 지도화되지 않는다.지름 100km(62mi)에서 200km(120mi) 사이의 모든 분지(중앙 봉우리 및 피크 링이 있는 분지 포함)는 분화구로 지도에 표시된다.충격 구조를 결정하는 데 사용되는 기준은 광선, 이차 광선, 험모키 림, 분화구 분출구의 다양한 면, 분화구 기하학 및 구조 또는 이들의 조합과 같은 형태적 분화구 구성품이다.

지도 영역에서는 지름 30km(19mi)의 광선 분화구가 관찰되지 않았지만, 부드러운 평야 물질에 걸쳐 있거나 보렐리스 플라니티아의 매우 작은 분화구 주변에서 할로(Halo)로 발생하는 광선들이 많다.보렐리스 플라니티아를 가로질러 괴테 분지까지 뻗어 있는 북동부 연성 광선 열차는 지도 영역의 남쪽 가장자리 근처에 있는 이름 없고 맵이 없는 작은 광선 분화구에서 방출될 수 있다.중간 평원 물질에 대한 작은 밝은 할로 분화구의 상대적 희소성은, 아마도 이 물질의 고유한 물리적 특성 때문에, 톨스토이 쿼드랑글(Schaber and McCauley, 1980)에서 처음 언급되었다; 이 희소성은 보렐리스 지역에서도 유닛의 특징이다.

달에 비해 수성의 탄도 범위가 줄어든 것은 수성의 더 강한 중력장이^[3] 원인이다(McCauley 등, 1981년).^[10]이젝타와 이차 분화구의 분산을 감소시키는 이 현상은 분화구 베르디와^[2][10] 디프레즈 주변의 보렐리스 지역에서 가장 잘 관찰된다.수은과 달의 분화구 형태 사이의 약간의 차이는 머큐리안과 달의 중력장의^[3] 차이와 관련이 없다(Cintala 등, 1977; Malin과 Dzurisin, 1977, 1978;).그 대신 분화구 내부의 형태적 구성 요소와 양쪽 몸에 있는 중앙 봉우리 및 테라스의 풍부함은 대상 물질의^[3] 물리적 특성과 관련이 있는 것으로 보인다(Cintala 등, 1977; Smith and Hartnell, 1978).고갱 분화구 서쪽과 만사르트 동쪽의 밀접하게 포장되고 겹치는 대형 분화구 군락과 인근 고립된 분화구 및 주변 재료가 함께 트라스크와 게스트에^[2] 의해 중수 지형으로 지도화되었다.그들에 따르면, 크레이터 사이에 있는 많은 작은 크레이터들은 큰 크레이터에서 나온 2차 분화구일 수 있다.그들은 또한 이 큰 분화구의 내부에는 크레이터가 덜 구겨지고, 부드러우며, 따라서 크레이터 간 평원 물질보다 더 어린 물질들이 채워져 있다는 점에 주목했다.

두 종류의 유령 분화구는 보렐리스 지역에서 발생한다; 둘 다 부드러운 평원 물질에 의해 거의 지워진다.Suisei Planitia의 북서쪽 경계를 따라 발견된 한 가지 유형(Guest and Greley, 1983년)에서는 벽과 림의 가장 윗부분만 매끄러운 평야 물질 위로 돌출되어 있다.이런 유형의 고스트 크레이터는 2차관이 촘촘히 박혀 있는 둥근 테두리 볏을 표시하는데, 이는 크레이터 간 평야 재료의 거친 표면의 전형적인 특징이다.이 분화구는 부드러운 평야 물질에 의해 바닥이 나며 따라서 그것보다 더 오래되었다; 달에서도 비슷한 관계가 발생하는데, 달에서는 아르키메데스 분화구가 그 안에 들어 있는 암말 물질보다 더 오래된 것으로 보인다.보렐리스 플라니티아에서 흔히 볼 수 있는 또 다른 형태의 유령 분화구는 매끄러운 평원 재료의 얇은 맨틀 아래 림 볏의 불규칙하거나 얇은 윤곽으로만 인식된다; 묻혀 있는 림 볏이 지도에 나타나 있다.디프레즈 북서쪽 100°W 길이인 lat 82.5°N에 위치한 폴리곤 고스트 분화구는 이 두 가지 유형 사이의 과도기적인 형태다.극지암화는 일반적으로 수성(Hapke, 1977)에서 부족하지만, 제한된 구역에서 암흑화는 마이크로메토라이트 충격에^[3] 수반되는 증기상 침적 때문일 수 있다(Hapke, 1977).보레알리스 지역의 경우 지표면 진화가 일부 분화구 바닥에 영향을 미치고, 중간 평야와 평야 자재 모두 저알베도 지역이 지도화돼 있다.저알베도 평야는 보렐리스와 수이세이 플라니티아의 경계에 인접해 있는데, 이는 암흑화가 내부 휘발성 물질들이 인식되지 않는 매장지나 매우 분해된 분지의 여백을 따라 빠져나오기 때문일 수 있음을 시사한다.

구조

수은과 달 표면의 주요한 차이점 중 하나는 "지각압축 기간으로 인한 추력 또는 역방향 결함으로 보이는 로브산 흉터의 광범위한 분포..."이다.^[11]이 흉터들은 마리너 10장의 사진을 획득한 직후 주목받은 독특한 구조 지형이다.머레이와 기타(1974)는 그들을 구불구불한 윤곽과 약간 돌출된 앞부분, 그리고 길이가 500km 이상이라고 묘사했다.좀 더 자세한 설명은 스트롬 등이 한다.^[1]주리신(1978)은 수성의 지질학적, 화산학적 역사를 이해하기 위한 시도로 이 흉터들을 분화하여, 간극자(intercrater)와 내극자 흉터(Borealis)를 구분했다.멜로쉬(1977년)와 멜로쉬(1978년)는 수은 역사 초기에 조수 파괴의 스트레스로 형성된 콘게이트 북동쪽과 북서-트렌딩 전단 골절로 구성된 행성 그리드를 제안했다.그들은 이러한 골절들이 나중에 수정되었다고 생각했고, 텐션 스트레스로 인한 동트렌딩 정상 결함은 극지방에서 발견될 것이라고 예측했다.이후 보고서에서 페흐만과 멜로시(1979년, 페이지 243)는 "NE와 NW 트렌드는 극지방에서 거의 N-S가 된다"고 밝혔다.

전지구 골절의 가정된 격자망의 북서-트렌딩 구성요소는 보렐리스 지역에 현저하게 없다.그러나 크레이터 간 평원 소재와 155°와 185° 경맥 사이의 분화구 충진(매끄러운 평원 소재)과 북쪽의 분화구 반다이크에서 북쪽의 분화구 푸르셀 및 그 너머의 분화구까지 북동쪽으로 번져가는 흉터와 수조들이 눈에 띈다.흉터는 크레이터 간 평원 물질에서는 곧게 펴지는 경향이 있지만, 특히 크레이터 충진(예를 들어 사이카쿠 내)에서 로브가 두드러지게 된다.이 북동쪽으로 번지는 흉터와 수조, 그리고 반 디크 분화구 안과 북쪽의 북쪽에서 번지는 흉터와 수조 세트, 아마도 수은 지각의 구조적 취약 지대를 따라갈 것이다.이후 충격에 의해 재활성화된 고대의 골절은 처음에는 분화구 충진 도관(평원 매끈매끈한 재료)을 제공하고 나중에는 충진구를 통해 위쪽으로 전파되었을 수 있다.이러한 능선, 흉터, 수조가 전세계적인 골절 격자의 일부라는 것은 종단기에 가깝고 190° 자오선을 넘는 사진 커버리지가 부족하기 때문에 단정적으로 말할 수 없다.일부 흉터는 카이퍼 쿼드랑글(Scott 등, 1980년)에서처럼 일부 분화구 바닥을 덮고 있는 매끄러운 평원 재료의 정상적인 단층에 의해 형성되었을 것이다.그러나 우리는 대부분의 라인이 내부인지 또는 인접하지만 서명되지 않은 충격 분지와 관련된 결함 및 라인 면의 일부인지 판단할 수 없다.멜로시(1977)는 약간의 지각 단축으로 인해 높은 메르쿠르 위도에서 정상적인 동트렌딩 단층이 형성될 것이라고 예측했다.그의 예측 결함은 일반적으로 동북동쪽-동북쪽-트렌딩 스카프와 중간 평원 물질과 분화구 조카이(Jokai)를 125°와 155° 경맥 사이에 가로지르는 라인화로 나타낼 수 있다.북극은 종단기와 너무 가까워 멜로쉬와 주리신(1978, 페이지 233)이 예측한 대로 "선호 지향성이 없는 폴리곤 배열"의 유무를 탐지할 수 없다.

보렐리스 평야^[3][4](Boyce and Grolier, 1977)에 따라 가정된 것과 같은 매우 큰 다연관 충격 분지의 발굴 이후, 머큐리안 지각의 지각적 조정으로 인해 발생할 수 있는 아크쿠이트 및 방사형 선은 보렐리스 지역에서 명확하게 식별되지 않았다.한편, 보렐리스 플라니티아의 평야 물질 표면의 일부 능선은 구조적인 (내부)의 기원이 될 수 있다. 수성의 다른 곳에서의 이러한 종류의 능선은 압축과 약간의^[1] 지각의 단축에 기인한다(멜로쉬, 1977; 멜로쉬와 주리신, 1978).한편 괴테 분지의 북동쪽 경계를 따라 구김살처럼 구김살이 많은 산등성이는 그 주변부를 따라 바깥으로 향하는 동심원 흉터와 함께 분지 충만과 벽 사이의 구조적 해자의 발달과 관련이 있는 용암 흐름의 전선을 대표할 수도 있다.후자의 해석은 달(슐츠, 1977년)과 화성에서처럼 수성에 분화구와 분진들이 "불화 활동의 표면적 표현을 제어하는 데 지배적인 역할을 해왔다"(슐츠와 글릭켄, 1979년, 페이지 8033년)는 견해를 뒷받침한다.분지 바닥의 느리고 오래 지속되는 등가 조정은 분지 충진 후 잘 지속되었을 수 있는데, 이는 달의 분화구 포세이돈니우스와 유사한 구조 상황(샤베르 등, 1977년, 슐츠, 1977년)이다.

그러나 보렐리스 플라니티아에서는 대부분의 능선이 외부로부터 유래되었다.그것들은 부드러운 평원 물질에 의해 가볍게 주름이 잡히거나 용암 흐름 전선이 되는 인접한 유령 분화구의 테두리 볏을 윤곽으로 나타내기 위해 나타난다.지도에는 40~160㎞에 이르는 20여 개의 유령 분화구의 테두리 볏이 보렐리스 플라니티아의 매끄러운 평야 물질 밑에 묻혀 있는데, 이 물질은 괴테 분지의 바닥을 덮고 있는 충만과 공치적이다.또한, 분화구 디프레즈에서 나온 이젝타는 직경 170km(FDS 156, 160)의 매장된 분화구의 테두리 볏을 나타낼 수 있는 원형 흉터를 넘어 동쪽으로 40km 이상 뻗어 있다.이 유령 분화구의 크기와 밀도는 부드러운 평원 재료의 배치 이전에, 매우 큰 다연관 충격 분지의 크레이티드 플로어였던 보렐리스 평원의 원래 심하게 크레이티드 표면과 괴테 분지의 크레이티드 플로어는 크레이터 간 평원 m과 구성과 나이가 비슷했음을 시사한다.서쪽 고지대의 연변보렐리스 플라니티아에 있는 많은 흉터는 괴테 분지의 테두리에 기괴하고, 그것으로부터 멀어져 가는 더 가파른 경사를 가지고 있어, 그것들이 심하게 구불구불한 지형(인터크레이터 또는 더 오래된 평원 물질)의 광범위한 지역을 다시 떠올리게 한 용암 흐름의 전선을 나타낸다는 것을 암시한다.

지질학사

머레이 등이 수성 표면의 역사를 구성하기 위해 (1975) 5개 기간을 가정했다. (1) 악화와 분화, (2) 말단 폭격, (3) 칼로리스 분지의 형성, (4) 그 분지와 다른 지역의 범람, (5) 평탄한 평야에서의 가벼운 분화.보레알리스 지역 내에서 다음의 기간만 직접 해석할 수 있다.

충돌과 화산 퇴적물의 재작업과 혼합된 골재일 수도 있는 교반 평원 물질은 괴테 분지와 많은 더 작은 분지와 분화구의 생성까지 연장된 오랜 기간에 걸쳐 이미 배치되었다.균열간 평야 물질에 걸쳐 나타나는 흉터와 수조는 지각의 훨씬 이전의 팽창과 분화에 따른 초기 압축 에피소드를 나타낼 수 있다.괴테 분지 내부의 부드러운 평야 물질 아래에서 검출할 수 있는 유령 분화구의 크기와 밀도는 중간 및 평야 물질의 전위 이전에 분화구와 분화구간 물질의 전위화에 의해 많이 변형된 원래의 분지 바닥을 나타낸다.따라서 이러한 해석은 괴테 분지의 형성이 분자간 평원 물질의 전위화가 시작된 직후에 발생했거나 발생했음을 암시한다.중간 또는 평야 물질의 형성 여부에 상관 없이 메르쿠르 평야의 알베도에서의 상대적 유사성은 화학적 구성의 유사성과 평야 물질의 전위 방식에서 나타날 수 있음을 시사한다.그러나 분화구간과 중간 평야 재료의 높은 분화구 밀도는 현무암, 충격 용해, 충격 양각 등 이 두 단위의 원래 암석 유형이 전위 후 추가 절단에 의해 상당히 변형되었을 가능성이 높다.

괴테 분지는 칼로리스 분지보다 상당히 나이가 많다.몇 회 또는 여러 회 에피소드 동안 보렐리스 플라니티아의 매끄러운 평원 소재를 교체한 결과 괴테 분지와 그 주변 수백 킬로미터에 걸쳐 원재료를 다시 표면화하고 매끄럽게 만들었다.

수은 표면은 수십억 년 전에 현재의 형상에 도달했다(Solomon, 1978).그것은 충격 분화구에 의해 약간 변형되었을 뿐인데, 그것은 보편적으로 다른 모든 퇴적물에 과장되어 있다.수성의 역사에 대한 일반화된 요약은 게스트와 오도넬(1977년), 데이비스 등이,^[12] 스트롬이 발표했다.^[3]

원천

• 글로리, 모리스 J. 요셉 M.보이스(1984년)."Geologic MapBorealis지역의(H-1)수성의"(PDF).국가적인 항공술 그리고 공간 관리에 대한 미국의 내무부, 미국 지질 조사에 의해 준비된(미국 지질 조사소에 대해 일종의 침해 시리즈 지도 I–1660로 hardcopy에 있는 아틀라스 수성의 부분, 1시는 500만 Geologic 시리즈로 출판 되었다.하드카피는 미국 지질조사국 정보서비스 박스 25286, 연방센터 덴버, CO 80225)에서 판매 가능

참조

수성의 쿼드랑글스
H-1 보렐리스 (iii)
H-5 호쿠사이 (iii)		H-4 라디틀라디 (iii)		H-3 셰익스피어 (iii)		H-2 빅토리아 (iii)
H-10 데레인 (iii)	H-9 에미네스쿠 (iii)		H-8 톨스토이 (iii)		H-7 베토벤 (iii)		H-6 카이퍼 (iii)
H-14 드뷔시 (iii)		H-13 네루다 (iii)		H-12 미켈란젤로 (iii)		H-11 디스커버리 (iii)
H-15 바흐 (iii)