Рівнина Спеки

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Caloris Planitia)
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Рівнина Спеки
лат. Caloris Planitia
Рівнина Спеки (кругла світла область). Мозаїка знімків «Мессенджера», зроблених 14 січня 2008
Рівнина Спеки (кругла світла область). Мозаїка знімків «Мессенджера», зроблених 14 січня 2008

Рівнина Спеки (кругла світла область). Мозаїка знімків «Мессенджера», зроблених 14 січня 2008

32°36′ пн. ш. 162°18′ сх. д. / 32.6° пн. ш. 162.3° сх. д. / 32.6; 162.3Координати: 32°36′ пн. ш. 162°18′ сх. д. / 32.6° пн. ш. 162.3° сх. д. / 32.6; 162.3
Небесне тілоМеркурій
Типметеоритний
Діаметр1525×1315[1] км
Площа1,72 млн[2] км²
У базах даних
GPN
Рівнина Спеки (Меркурій)
Рівнина Спеки
Рівнина Спеки
CMNS: Рівнина Спеки у Вікісховищі
Меркурій (фото «Мессенджера», 2008). Рівнина Спеки — світла область угорі праворуч
Карта деталей альбедо Меркурія (Ежен Антоніаді, 1934). Північ унизу. Світла область Liguria (нижче центру), ймовірно, відповідає найяскравішій частині рівнини Спеки[3][4][5][6][7]
Зовнішні зображення
Карта деталей альбедо Меркурія, затверджена МАС[8]
Російська версія карти[9]

Рівнина Спеки (лат. Caloris Planitia) — рівнина на Меркурії. Заповнює кратер (імпактний басейн), що є найбільшим на планеті[10][11] та одним із найбільших в Сонячній системі[12]: його розмір — більше 1500 км[1] (третина діаметра Меркурія). Координати центру — 32°36′ пн. ш. 162°18′ сх. д. / 32.6° пн. ш. 162.3° сх. д. / 32.6; 162.3[13].

Басейн рівнини Спеки (разом із вдвічі меншим кратером Рембрандт) належить до наймолодших імпактних басейнів планети[14][2] (проте їх вік не менший за 3,8–3,9 млрд років)[14][15]. Відповідно, він досить добре зберігся[14], хоча й був залитий лавою, що утворила власне рівнину. Вона вирізняється світлим забарвленням і перетята численними різноспрямованими грабенами та хребтами. Там трапляються метеоритні й навіть вулканічні кратери. Біля центру рівнини розташована вкрай своєрідна структура[16] — система грабенів, що отримала назву Пантеон.

Дослідження та найменування[ред. | ред. код]

Ймовірно, рівнину Спеки (або її найяскравішу частину) спостерігали як маленьку світлу пляму ще в XIX столітті[3][4][5], але про природу цієї плями тоді нічого не було відомо. Рівнина як така була відкрита на знімках, зроблених космічним апаратом «Марінер-10» 1974 року, хоча під час зйомки Сонце освітлювало лише її третину. Відзняти рівнину Спеки цілком вдалося лише 2008 року, коли дослідження Меркурія почав наступний апарат — «Мессенджер». Завдяки йому було відкрито нові деталі рельєфу (в тому числі Пантеон), значно краще досліджено вже відомі, а також уточнено розмір рівнини[1]. Крім того, ще до «Мессенджера» її досліджували наземними радіотелескопами, але роздільна здатність їх знімків нижча, а деталі поверхні планети на радарних знімках виглядають істотно по-іншому[17].

Назва «рівнина Спеки» (Caloris Planitia) пов'язана з тим, що через цю рівнину проходить меридіан 180° — один із двох меридіанів, де температура сягає рекордних для Меркурія значень (430 °C[18]). За один оберт навколо Сонця Меркурій робить 1,5 оберти навколо своєї осі, тому коли він проходить перигелій, до Сонця повернутий почергово то нульовий, то 180-й його меридіан[19]. Назву рівнини запропонував астронавт і член команди «Марінера-10» Брайан О'Лірі[en][20], а 1976 року затвердив Міжнародний астрономічний союз[13].

Альбедо[ред. | ред. код]

Рівнина Спеки виглядає на фотографіях Меркурія світлою плямою: середня відбивна здатність її поверхні на 15–20 % вища, ніж у середньому по планеті[21]. З нею добре контрастують темні рівнини, які оточують її кільцем[21]. Крім того, рівнина має трохи червоніший відтінок, ніж її околиці[1]. Світле забарвлення мають і деякі інші великі імпактні структури Меркурія, в той час як їх місячні аналоги — моря — навпаки, темніші за решту поверхні[22]. Альбедо рівнини Спеки майже вдвічі більше, ніж у місячних морів[23].

На радарних знімках (зроблених із Землі) рівнина Спеки виглядає досить темною та однорідною, без жодних великомасштабних деталей (у тому числі кільцевого валу) та практично не вирізняється на місцевості[17]. Найпомітніша деталь рівнини на цих знімках — яскравий 38-кілометровий[24] кратер Каннінгем; набагато гірше видно темний 100-кілометровий[25] кратер Атже[17].

Ймовірно, ця яскрава рівнина та навколишні темні регіони відповідають кільком деталям альбедо, виявленим за наземними спостереженнями ще в XIX столітті. Сама рівнина (або її найяскравіша — північно-західна — частина) відповідає деталі альбедо Лігурія[3][4][6][7][5]. Вона носить ім'я історичної області Лігурія — батьківщини Джованні Скіапареллі, автора першої карти Меркурія[26][8]. Від східної частини рівнини Спеки на північний схід тягнеться ще одна яскрава деталь альбедо — Геліокамін[7][4], що означає «кімната на сонячній стороні будинку»[26][8]. З південного сходу та південного заходу рівнину Спеки охоплюють дві великі витягнуті темні області: Пустеля Нептуна й Пустеля Фенікса відповідно[3][4][5][6][7]. Перша з них, ймовірно, відповідає рівнинам Тір, Будх, Одіна та Суйсей[4]. Невелика темна ділянка південніше рівнини Спеки (біля екватора) отримала назву Пустеля Геліоса[27][5], оскільки при кожному другому проходженні планетою перигелію Сонце там стоїть у зеніті[28][8]. Ці назви здебільшого були дані Еженом Антоніаді 1934 року й затверджені Міжнародним астрономічним союзом 1976 року[29][30][8].

Згідно з іншою (не прийнятою МАС, але, можливо, більш вірною[31]) ідентифікацією деталей карти Антоніаді, темної області на південний захід від Лігурії стосується назва «Пустеля Ліри», а не «Пустеля Фенікса». В такому випадку Пустеля Фенікса — це ще більш західна темна область. Між цими пустелями (а не на схід від Лігурії) лежить Геліокамін, тоді як світла область на південний схід від Лігурії — це не Геліокамін, а Аргірітіда (Argyritis). Темна область південніше Лігурії (за Пустелею Ліри) — не Пустеля Геліоса, а Пустеля Майї (у Антоніаді Пустелі Геліоса не було, а в системі, затвердженій МАС, немає Пустелі Ліри та Аргірітіди)[32].

Рельєф[ред. | ред. код]

Мозаїка знімків рівнини, зроблених при низькому Сонці, завдяки чому добре видно її рельєф
Мозаїка знімків, зроблених «Марінером-10» 1974 року. Ліворуч видно третину рівнини Спеки й гори Спеки. Косе сонячне освітлення робить деталі рельєфу добре видимими

Загальний опис[ред. | ред. код]

Рівнина Спеки оточена кільцевим валом, найкраще вираженим у східній частині. Там він утворює хребет, що отримав назву «гори Спеки» (лат. Caloris Montes)[19][33]. Це єдина (на 2017 рік) найменована гірська система Меркурія.

Рівнина Спеки вирізняється серед околиць відносно рівною поверхнею, але на карті висот вона малопомітна: на ній є і просторі низовини, й височини. Інтервал висот у її межах становить близько 3 км[34], і подекуди поверхня рівнини піднята навіть вище за її край. Найбільша височина розташована в північній частині рівнини, менша — в південно-східній, а між ними (трохи південніше центру) лежить низовина. Ці височини та низовина є продовженням структур, які тягнуться далеко за межі рівнини. Зокрема, північна височина рівнини Спеки продовжує переривчасте підняття довжиною біля половини околу Меркурія, яке тягнеться в його північній півкулі з захід-південь-заходу на схід-північ-схід. Похил дна великих кратерів відповідає похилу поверхні навколишніх ділянок рівнини[35][36][34].

Рівнина Спеки перетята величезною кількістю грабенів та невисоких хребтів і всіяна метеоритними кратерами. На її краях трапляються об'єкти, що інтерпретуються як вулкани[1][37]. В околицях рівнини широко розповсюджені деталі рельєфу, пов'язані з нею походженням, — радіально витягнуті хребти й западини шириною 5–30 км, що подекуди переходять у ланцюжки вторинних кратерів (утворених тілами, викинутими при ударі, який створив басейн рівнини)[1][38].

Рівнину вкриває шар світлої лави товщиною близько 2,5 (подекуди до 3,5) км. Об'єм цього лавового покриву становить 3–5 млн км3. Під ним лежить шар темних порід товщиною не менше 7 км. Це показали дослідження розташованих на рівнині кратерів, де на поверхню виходять породи з глибин[2]. Товщина кори Меркурія в області рівнини зменшена[39].

Край[ред. | ред. код]

Край рівнини Спеки здебільшого являє собою уступ — відносно різкий підйом до рівня навколишньої місцевості. На півночі та заході він сильно порізаний. Подекуди над ним височіють гори. Це гори Спеки — хребет висотою 1,5–3 км[40] на східному краю рівнини — та менші масиви на північно-східному й подекуди на північно-західному краю[40][1].

Гори та пагорби, розкидані по краях рівнини, в першому наближенні утворюють еліпс із осями 1525 і 1315 км (раніше, виходячи зі знімків 1974 року, рівнину вважали круглою з діаметром 1340 км). Велика вісь цього еліпса довша за малу на 16 %, і, таким чином, він досить сильно витягнутий. Але для великих імпактних басейнів це не рідкість: наприклад, місячний басейн Південний полюс — Ейткен та марсіанська рівнина Еллада витягнуті ще сильніше. Напрямок довгої осі цього еліпса — 10° від паралелі проти годинникової стрілки[1].

У західній та північній частині кільце височин виражене слабко, і подекуди рівнина виходить за його межі (на півночі — на відстань до 200 км)[1]. Ще один розрив кільця є на південному сході рівнини Спеки (25°00′ пн. ш. 178°00′ зх. д. / 25.0° пн. ш. 178.0° зх. д. / 25.0; -178.0 (межа рівнин Спеки та Одіна)), де вона з'єднується з рівниною Одіна[38][1].

Деякі дослідники простежують у рівнини Спеки ще кілька (до 5) кілець — і більшого, і меншого діаметра, ніж основне. Але впевненості в їх існуванні нема[1][38][41][42].

Хребти та грабени[ред. | ред. код]

Східна частина рівнини (ширина фото — 250 км)

Рівнину Спеки перетинає багато невисоких хребтів (результат стиснення поверхні) та грабенів (результат її розтягнення). Хребти здебільшого знаходяться в зовнішній частині рівнини й тягнуться концентрично, а грабени утворюють дві групи: прямі радіальні біля центру рівнини (Пантеон) та звивисті різноспрямовані (часто концентричні) на її околицях[15][21].

Грабени другої групи майже не перетинаються з грабенами першої, оскільки знаходяться далеко від них[15], але часто перетинаються один з одним, утворюючи на краю рівнини багатокутні візерунки[12][21]. Грабени першої групи один з одним майже не перетинаються[15].

Хребтів більше на сході рівнини, ніж на заході (що стосується і хребтів областей навколо рівнини). Концентричних грабенів більше на заході, але все ж вони розподілені більш симетрично, ніж хребти[21].

Глибина грабенів обох груп досягає 100–200 (в Пантеоні — до 500) метрів, ширина вимірюється сотнями метрів або кілометрами, а довжина — десятками або сотнями кілометрів[21]. Подібну довжину та ширину мають і хребти[15][41]; їх висота становить 100–500 м[41]. Подекуди хребти тягнуться по краях грабенів — ймовірно, другі утворилися вздовж розломів, що збереглися з часів появи перших[15]. Розташування та напрямок хребтів і грабенів не корелюють із розташуванням великомасштабних височин та низовин[35].

Хребтів та грабенів на рівнині Спеки істотно більше, ніж на прилеглих рівнинах[2]. За їх розподілом вона різко відрізняється від місячних морів, де хребти зазвичай знаходяться ближче до центру, ніж грабени[22][21].

Pantheon Fossae[ред. | ред. код]

Центр рівнини: Пантеон та кратер Аполлодор
Докладніше: Pantheon Fossae

Pantheon Fossae (борозни Пантеон) — це близько 250 грабенів[15], що розходяться зі спільного центру (близького до центру рівнини) й тягнуться на сотні кілометрів. Ймовірно, вони утворилися під час розтягування поверхні[43][21]. Воно, в свою чергу, могло бути наслідком підняття матеріалу з надр планети[43]. Ця структура отримала своє ім'я за подібність до ребристого (кесонованого) куполу римського Пантеону[16]. Біля її центру є 40-кілометровий метеоритний кратер. Невідомо, чи має він стосунок до її походження[15][44][43]. Його назвали Аполлодором на честь архітектора, щодо якого невідомо, чи мав він стосунок до будівництва Пантеону[45].

Схожа на Пантеон система борозен є і в кратері Рембрандт, але вона менш масштабна й не досягає центру кратера (простежується лише на відстані 100–200 км від нього)[14]. На Місяці — найбільш схожому на Меркурій об'єкті Сонячної системи — аналогів Пантеону нема[22].

Метеоритні кратери[ред. | ред. код]

Кратери на заході рівнини. Великий кратер ліворуч зі світлим дном і темними викидами — Кертес, інші безіменні. Велика яскравість маленького кратера вгорі — ознака його молодості[46]

На рівнині Спеки виявлено 144 кратери діаметром >10 км. Третина з них більші за 20 км[2]. Найбільші кратери рівнини Спеки — 100-кілометровий кратер Атже, 83-кілометровий Марк та 77-кілометровий По. Деякі кратери темніші за навколишню поверхню (Атже, По, Мунк, Аполлодор, Навахі), деякі — світліші (Каннінгем, Баланчин), причому найбільші зі світлих кратерів оточені яскравими променями. Є кратери з яскравим дном та темними викидами (Зандер, Кертес). Усі виявлені на рівнині Спеки кратери з'явилися пізніше за її лавовий покрив; більш давні там не збереглися (тоді як на сусідніх рівнинах такі існують)[2]. Втім, не виключено, що залишки цих кратерів заважає розпізнати складний рельєф рівнини[2].

Кратерів діаметром >20 км на рівнині Спеки 23±4 штук/мільйон км2 (у горах Спеки — вдвічі більше, 54±12 шт/млн км2). Кратерів діаметром >10 км на рівнині 75±7 шт/млн км2 (у горах — на третину більше, 103±16 шт/млн км2). Це ознака різного віку поверхні рівнини та гір[1].[⇨]

Удари, що створили кратери, винесли на поверхню породи з глибин. Це дозволяє отримати деякі дані про надра планети. Темне забарвлення, характерне для великих кратерів, ймовірно, обумовлене ​​породами, що лежать нижче світлого лавового покриву. Можливо, ці породи утворилися з ударного розплаву[2].

Вторинні кратери басейну рівнини Спеки часто досить великі (10–20 км). Для них, як і для інших вторинних кратерів, характерна неправильна форма, перекриття один з одним та утворення ланцюжків. На рівнинах, що безпосередньо прилягають до рівнини Спеки, вони не виявлені. Це вказує на те, що поверхня цих рівнин згодом оновлювалася[42].

За 300 км від південного краю рівнини лежить 240-кілометровий кратер Моцарт. Від нього теж розходяться ланцюжки вторинних кратерів, деякі з яких заходять на рівнину Спеки й тягнуться там на сотні кілометрів[38][47].

Найбільший із ймовірних вулканів рівнини Спеки Agwo Facula (у світлому ореолі)
Меркурій. Червоним позначено позитивні аномалії сили тяжіння. Видно велику аномалію на півночі рівнини Спеки.
Перетятий ландшафт на зворотному боці Меркурія

Вулкани[ред. | ред. код]

На південному краю рівнини Спеки виявлено кілька об'єктів, інтерпретованих як вулкани. Це невеликі западини, оточені яскравим розмитим ореолом дещо більш червонуватого відтінку, ніж околиці. Найбільша з них (Agwo Facula) має розмір 20×12 км, неправильну форму та розташована на південному заході рівнини (22°18′ пн. ш. 146°12′ сх. д. / 22.3° пн. ш. 146.2° сх. д. / 22.3; 146.2 (вулкан)). Радіус яскравого ореолу навколо неї — близько 25 км. Із цього випливає, що викиди, які створили цей ореол, вилітали з жерла зі швидкістю близько 300 м/с[37][48].

Сила тяжіння[ред. | ред. код]

З рівниною Спеки пов'язана одна з найбільших позитивних гравітаційних аномалій Меркурія: гравітаційне прискорення там підвищене на 0,1 Ґал, а висота геоїда над середнім рівнем поверхні становить близько 100 м[39][49]. Наявність такої аномалії підозрювали ще до появи прямих даних про гравітаційне поле Меркурія виходячи з того, що рівнина Спеки розташована поруч з одним із «полюсів спеки» (на меридіані, повернутому до Сонця під час кожного другого проходження Меркурієм перигелію): можливо, саме взаємодія цієї гравітаційної аномалії з припливними силами призвела до такої орієнтації планети[41][50].

Протилежний бік Меркурія[ред. | ред. код]

У місці, протилежному рівнині Спеки (в районі точки 32°36′ пд. ш. 17°42′ зх. д. / 32.6° пд. ш. 17.7° зх. д. / -32.6; -17.7 (антипод рівнини Спеки)) спостерігається сильно перетятий ландшафт — численні пагорби та западини. Можливо, вони з'явилися внаслідок сходження в цьому місці сейсмічних хвиль від удару, що створив басейн рівнини Спеки[51][42][52][38]. Є також версія, що там випало особливо багато матеріалу, викинутого при цьому ударі. Аналогічний рельєф видно і в місцях, протилежних деяким великим басейнам Місяця[51].

Геологічна історія[ред. | ред. код]

Удар, який створив басейн рівнини Спеки, — одна з найвизначніших подій геологічної історії Меркурія[42][53]. З нього почався калорський період, названий за іменем цієї рівнини[54][38][6]. Він змінив толстовський період (за назвою кратера Толстой) та змінився мансурським (за назвою кратера Мансур)[54].

Вік ділянок поверхні Меркурія можна оцінити виходячи з того, скільки там накопичилося кратерів. Для гір навколо рівнини концентрація кратерів діаметром >20 км становить 54±12 шт/млн км2[1], що вказує на вік 3,8–3,9 млрд років[16][15]. Таким чином, басейн рівнини Спеки з'явився наприкінці пізнього важкого бомбардування, коли виникло й багато інших ударних структур на різних планетах та супутниках[21][16]. Діаметр астероїда, удар якого створив цей басейн, був не менший за 100 км[55][52]. Прилетів він, судячи з напрямку довгої осі басейну, зі схід-північ-сходу чи захід-південь-заходу[1]. Удар такого масштабу, згідно з розрахунками, створив шар розплавлених порід товщиною 3–15 км[2].

На самій рівнині Спеки концентрація кратерів істотно менша, ніж у горах Спеки (для кратерів діаметром >20 км — удвічі, а для кратерів діаметром >10 км — на чверть). Отже, рівнина істотно молодша за гори (тобто, її поверхня продовжувала оновлюватися після їх утворення). Те ж саме стосується і рівнинних областей за горами — вони приблизно однакового з нею віку[1]. Таким чином, на цих рівнинах довго відбувалися інтенсивні виверження, і їх сучасна поверхня утворена лавою (а не викидами чи розплавом від удару, як припускали раніше)[1][2]. Товщини лавового покриву вистачило на те, щоб приховати сліди всіх утворених раніше кратерів (але, можливо, великі кратери просто не встигли накопичитися)[2][35]. Лавові рівнини заповнюють і деякі інші імпактні басейни Меркурія[10]: в калорському періоді лава заливала великі площі його поверхні[53].

Після застигання лави на рівнині Спеки з'явилися різноспрямовані хребти та грабени. Судячи з їх перетинів, спочатку утворилися (принаймні деякі) радіальні грабени — Пантеон (їх вік не має помітної різниці з віком поверхні, на якій вони розташовані), потім хребти, а згодом — концентричні грабени[15]. Таким чином, в історії рівнини Спеки розтягнення поверхні змінилося стисненням, а потім — знову розтягненням[15]. Судячи з того, що ані хребти, ані грабени ніде не перетинають кратери, вони утворилися досить рано — ще до появи всіх цих кратерів[35].

Після утворення рівнини Спеки, її заповнення лавою та появи на ній великих кратерів[2][35] на Меркурії відбувалися великомасштабні підняття та опускання поверхні, внаслідок чого частина дна рівнини тепер знаходиться вище валу. Причини цього невідомі, хоча є низка гіпотез[36][34].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т Fassett C. I., Head J. W., Blewett D. T., Chapman C. R., Dickson J. L., Murchie S. L., Solomon S. C., Watters T. R. (August 2009). Caloris impact basin: Exterior geomorphology, stratigraphy, morphometry, radial sculpture, and smooth plains deposits (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 285 (3–4): 297—308. Bibcode:2009E&PSL.285..297F. doi:10.1016/j.epsl.2009.05.022. Архів оригіналу (PDF) за 18 грудня 2013. Процитовано 10 грудня 2014. (міні-версія, Bibcode: 2009LPI....40.1899F).
  2. ↑ а б в г д е ж и к л м н Ernst C. M., Denevi B. W., Barnouin O. S. та ін. (2015). Stratigraphy of the Caloris Basin: Implications for Volcanic History and Basin Impact Melt. Icarus. 250: 413—429. Bibcode:2015Icar..250..413E. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.003. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  3. ↑ а б в г Cecil G., Rashkeev D. (October 2007). A Side of Mercury Not Seen by Mariner 10 (PDF). The Astronomical Journal. 134 (4): 1468—1474. arXiv:0708.0146v2. Bibcode:2007AJ....134.1468C. doi:10.1086/521703. Архів оригіналу (PDF) за 2 серпня 2014. Процитовано 10 грудня 2014.
  4. ↑ а б в г д е Graham D. L. (April 1995). The nature of albedo features on Mercury, with maps for the telescopic observer. Part II: The nature of the albedo markings. Journal of the British Astronomical Association. 105 (2): 59—64. Bibcode:1995JBAA..105...59G.
  5. ↑ а б в г д Roussell C. (June 2008). Visual Impressions of the Planet Mercury (PDF). The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 102 (3 [730]): 102—104. Bibcode:2008JRASC.102..102R. ISSN 0035-872X. Архів оригіналу (PDF) за 9 грудня 2014. Процитовано 10 грудня 2014.
  6. ↑ а б в г Map of Mercury, Bilingual Edition / Editor: H. Hargitai. Made by Eötvös Loránd University Cosmic Materials Space Research Group under the support of ICA commission on planetary cartography. — Budapest, Hungary, 2004. — ISBN 9634637043. Архівовано з джерела 2 серпня 2014 (тільки карта)
  7. ↑ а б в г [1] / Editor: M.F. Buchroithner. Published by Institute for Cartography, Dresden University of Technology, Germany. — Dresden, Germany, 2002. Архівовано з джерела 14 грудня 2014 (тільки карта)
  8. ↑ а б в г д Dollfus A., Chapman C.R., Davies M.E., Gingerich O., Goldstein R., Guest J., Morrison D., Smith B.A. (April 1978). IAU Nomenclature for Albedo Features on the Planet Mercury. Icarus. 34 (1): 210—214. Bibcode:1978Icar...34..210D. doi:10.1016/0019-1035(78)90139-2.
  9. ↑ Бурба, 1982, с. 6.
  10. ↑ а б Fassett C. I., Head J. W., Baker D. M. H., Zuber M. T., Smith D. E., Neumann G. A., Solomon S. C., Klimczak C., Strom R. G., Chapman C. R., Prockter L. M., Phillips R. J., Oberst J., Preusker F. (October 2012). Large impact basins on Mercury: Global distribution, characteristics, and modification history from MESSENGER orbital data (PDF). Journal of Geophysical Research. 117 (E12). Bibcode:2012JGRE..117.0L08F. doi:10.1029/2012JE004154. Архів оригіналу (PDF) за 29 січня 2013. Процитовано 10 грудня 2014.
  11. ↑ Byrne P. K., Watters T. R., Murchie S. L., Klimczak C., Solomon S. C., Prockter L. M., Freed A. M. (March 2012). A Tectonic Survey of the Caloris Basin, Mercury (PDF). 43rd Lunar and Planetary Science Conference, held March 19-23, 2012 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1659, id.1722. Bibcode:2012LPI....43.1722B.
  12. ↑ а б Watters T. R., Nimmo F., Robinson M. S. (August 2005). Extensional troughs in the Caloris Basin of Mercury: Evidence of lateral crustal flow (PDF). Geology. 33 (8): 669—672. Bibcode:2005Geo....33..669W. doi:10.1130/G21678.1. Архів оригіналу (PDF) за 24 червня 2010. Процитовано 10 грудня 2014.
  13. ↑ а б Caloris Planitia. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 7 березня 2011. Архів оригіналу за 5 лютого 2013. Процитовано 23 січня 2013.
  14. ↑ а б в г Watters T.R., Head J.W., Solomon S.C., Robinson M.S., Chapman C.R., Denevi B.W., Fassett C.I., Murchie S.L., Strom R.G. (May 2009). Evolution of the Rembrandt Impact Basin on Mercury (PDF). Science. 324 (5927): 618—621. Bibcode:2009Sci...324..618W. doi:10.1126/science.1172109. PMID 19407197. Архів оригіналу (PDF) за 9 грудня 2014. Процитовано 10 грудня 2014.
  15. ↑ а б в г д е ж и к л м Basilevsky A. T., Head J. W., Fassett C. I., Michael G. (December 2011). History of Tectonic Deformation in the Interior Plains of the Caloris Basin, Mercury (PDF). Solar System Research. 45 (6): 471—497. Bibcode:2011SoSyR..45..471B. doi:10.1134/S0038094611060025. Архів оригіналу (PDF) за 29 січня 2013. Процитовано 10 грудня 2014.
  16. ↑ а б в г David Shiga (30 січня 2008). Bizarre spider scar found on Mercury's surface. NewScientist. Архів оригіналу за 5 лютого 2013. Процитовано 17 січня 2013.
  17. ↑ а б в Harmon J. K., Slade M. A., Butler B. J., Head J. W., Rice M. S., Campbell D. B. (April 2007). Mercury: Radar images of the equatorial and midlatitude zones (PDF). Icarus. 187 (2): 374—405. Bibcode:2007Icar..187..374H. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.026. Архів оригіналу (PDF) за 18 грудня 2013. Процитовано 10 грудня 2014.
  18. ↑ Pugacheva S. G., Shevchenko V. V. (January 2014). Photometric relief of the previously uninvestigated surface of Mercury. Solar System Research. 48 (1): 1—10. Bibcode:2014SoSyR..48....1P. doi:10.1134/S0038094613060075.
  19. ↑ а б Бурба, 1982, с. 17.
  20. ↑ Morrison D. (1976). IAU nomenclature for topographic features on Mercury. Icarus. 28 (4): 605—606. Bibcode:1976Icar...28..605M. doi:10.1016/0019-1035(76)90134-2.
  21. ↑ а б в г д е ж и к Watters T. R., Murchie S. L., Robinson M. S., Solomon S. C., Denevi B. W., André S. L., Head J. V. (August 2009). Emplacement and tectonic deformation of smooth plains in the Caloris basin, Mercury (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 285 (3-4): 309—319. Bibcode:2009E&PSL.285..309W. doi:10.1016/j.epsl.2009.03.040. Архів оригіналу (PDF) за 9 грудня 2014. Процитовано 10 грудня 2014.
  22. ↑ а б в Murchie S. L., Watters T. R., Robinson M. S., Head J. W., Strom R. G., Chapman C. R., Solomon S. C., McClintock W. E., Prockter L. M., Domingue D. L., Blewett D. T. (July 2008). Geology of the Caloris Basin, Mercury: A View from MESSENGER (PDF). Science. 321 (5885): 73—76. Bibcode:2008Sci...321...73M. doi:10.1126/science.1159261. PMID 18599772. Архів оригіналу (PDF) за 14 липня 2014. Процитовано 10 грудня 2014.
  23. ↑ Strom R. G., Neukum G. The cratering record on Mercury and the origin of impacting objects // Mercury / F. Vilas, C. R. Chapman, M. S. Matthews. — University of Arizona Press, 1988. — P. 336–373. — ISBN 978-0-816-51085-6. — Bibcode:1988merc.book..336S. (інше посилання [Архівовано 2015-11-29 у Wayback Machine.])
  24. ↑ Cunningham. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 7 березня 2011. Архів оригіналу за 3 серпня 2014. Процитовано 3 серпня 2014.
  25. ↑ Atget. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 7 березня 2011. Архів оригіналу за 5 лютого 2013. Процитовано 23 січня 2013.
  26. ↑ а б Бурба, 1982, с. 7.
  27. ↑ Schaber G. G., McCauley J. F. [2] — Prepared for the National Aeronautics and Space Administration by U.S. Department of the Interior, U.S. Geological Survey, 1980. Архівовано з джерела 8 березня 2014
  28. ↑ Бурба, 1982, с. 22.
  29. ↑ Бурба, 1982, с. 5.
  30. ↑ Mercury: albedo features. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 2 серпня 2014. Процитовано 2 серпня 2014.
  31. ↑ Бурба, 1982, с. 10.
  32. ↑ Krumenaker L. E. (April 1978). Remarks on the Nomenclature of Mercury. Icarus. 34 (1): 215—219. Bibcode:1978Icar...34..215K. doi:10.1016/0019-1035(78)90140-9.
  33. ↑ Caloris Montes. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 7 березня 2011. Архів оригіналу за 5 лютого 2013. Процитовано 23 січня 2013.
  34. ↑ а б в Solomon S. C., Klimczak C., Byrne P. K., Hauck S. A., Balcerski J. A., Dombard A. J., Zuber M. T., Smith D. E., Phillips R. J., Head J. W., Watters T. R. (March 2012). Long-Wavelength Topographic Change on Mercury: Evidence and Mechanisms (PDF). 43rd Lunar and Planetary Science Conference, held March 19-23, 2012 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1659, id.1578. Bibcode:2012LPI....43.1578S.
  35. ↑ а б в г д Klimczak C., Ernst C. M., Byrne P. K., Solomon S. C., Watters T. R., Murchie S. L., Preusker F., Balcerski J. A. (October 2013). Insights into the subsurface structure of the Caloris basin, Mercury, from assessments of mechanical layering and changes in long-wavelength topography (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 118 (10): 2030—2044. Bibcode:2013JGRE..118.2030K. doi:10.1002/jgre.20157. Архів оригіналу (PDF) за 10 грудня 2014. Процитовано 26 квітня 2017.
  36. ↑ а б Zuber M. T.; Smith D. E.; Phillips R. J. та ін. (April 2012). Topography of the Northern Hemisphere of Mercury from MESSENGER Laser Altimetry (PDF). Science. 336 (6078): 217—220. Bibcode:2012Sci...336..217Z. doi:10.1126/science.1218805. PMID 22438510. Архів оригіналу (PDF) за 9 грудня 2014. Процитовано 10 грудня 2014. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  37. ↑ а б Kerber L., Head J. W., Solomon S. C., Murchie S. L., Blewett D. T., Wilson L. (August 2009). Explosive volcanic eruptions on Mercury: Eruption conditions, magma volatile content, and implications for interior volatile abundances (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 285 (3-4): 263—271. Bibcode:2009E&PSL.285..263K. doi:10.1016/j.epsl.2009.04.037. Архів оригіналу (PDF) за 24 вересня 2015. Процитовано 26 квітня 2017.
  38. ↑ а б в г д е Grego P. Venus and Mercury, and How to Observe Them. — Springer, 2007. — P. 16–18, 45, 48. — ISBN 978-0-387-74286-1.
  39. ↑ а б Smith D. E., Zuber M. T., Phillips R. J., Solomon S. C., Hauck S. A., Lemoine F. G., Mazarico E., Neumann G. A., Peale S. J., Margot J.-L., Johnson C. L., Torrence M. H., Perry M. E., Rowlands D. D., Goossens S., Head J. W., Taylor A. H. (April 2012). Gravity Field and Internal Structure of Mercury from MESSENGER (PDF). Science. 336 (6078): 214—217. Bibcode:2012Sci...336..214S. doi:10.1126/science.1218809. PMID 22438509. Архів оригіналу (PDF) за 29 січня 2013. Процитовано 10 грудня 2014.
  40. ↑ а б Oberst J., Preusker F., Phillips R. J., Watters T. R., Head J. W., Zuber M. T., Solomon S. C. (September 2010). The morphology of Mercury’s Caloris basin as seen in MESSENGER stereo topographic models (PDF). Icarus. 209 (1): 230—238. Bibcode:2010Icar..209..230O. doi:10.1016/j.icarus.2010.03.009. Архів оригіналу (PDF) за 9 грудня 2014. Процитовано 10 грудня 2014.
  41. ↑ а б в г Melosh H. J., McKinnon W. B. The tectonics of Mercury // Mercury / F. Vilas, C. R. Chapman, M. S. Matthews. — University of Arizona Press, 1988. — P. 374–400. — ISBN 978-0-816-51085-6. — Bibcode:1988merc.book..374M. (інше посилання)
  42. ↑ а б в г Spudis P. D., Guest J. E. Stratigraphy and geologic history of Mercury // Mercury / F. Vilas, C. R. Chapman, M. S. Matthews. — University of Arizona Press, 1988. — P. 118–164. — ISBN 978-0-816-51085-6. — Bibcode:1988merc.book..118S. (інше посилання [Архівовано 5 березня 2016 у Wayback Machine.])
  43. ↑ а б в Klimczak C., Schultz R. A., Nahm A. L. (September 2010). Evaluation of the origin hypotheses of Pantheon Fossae, central Caloris basin, Mercury (PDF). Icarus. 209 (1): 262—270. Bibcode:2010Icar..209..262K. doi:10.1016/j.icarus.2010.04.014. Архів оригіналу (PDF) за 30 серпня 2021. Процитовано 6 липня 2022.
  44. ↑ Freed A. M., Solomon S. C., Watters R. W., Phillips R. J., Zuber M. T. (August 2009). Could Pantheon Fossae be the result of the Apollodorus crater-forming impact within the Caloris basin, Mercury? (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 285 (3-4): 320—327. Bibcode:2009E&PSL.285..320F. doi:10.1016/j.epsl.2009.02.038. Архів оригіналу (PDF) за 9 грудня 2014. Процитовано 10 грудня 2014.
  45. ↑ Mercury's First Fossae. NASA Photojournal. 5 травня 2008. Архів оригіналу за 8 листопада 2014. Процитовано 27 квітня 2017.
  46. ↑ MESSENGER Captures a Shot of Kertész. photojournal.jpl.nasa.gov. 27 травня 2008. Архів оригіналу за 5 серпня 2014. Процитовано 5 серпня 2014.
  47. ↑ Mozart. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 7 березня 2011. Архів оригіналу за 3 серпня 2014. Процитовано 3 серпня 2014.
  48. ↑ Mapping a Volcano. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. 19 серпня 2008. Архів оригіналу за 2 серпня 2014. Процитовано 2 серпня 2014.
  49. ↑ Mazarico E., Genova A., Goossens S. J., Lemoine F. G., Smith D. E., Zuber M. T., Neumann G. A., Solomon S. C. (March 2014). The Gravity Field of Mercury from MESSENGER (PDF). 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.1863. Bibcode:2014LPI....45.1863M.
  50. ↑ Thomas P. G., Masson P., Fleitout L. Tectonic history of Mercury // Mercury / F. Vilas, C. R. Chapman, M. S. Matthews. — University of Arizona Press, 1988. — P. 401–428. — ISBN 978-0-816-51085-6. — Bibcode:1988merc.book..401T. (інше посилання [Архівовано 2010-06-25 у Wayback Machine.])
  51. ↑ а б Schultz P.H., Gault D.E. (February 1975). Seismic effects from major basin formations on the Moon and Mercury. The Moon. 12 (2): 159—177. Bibcode:1975Moon...12..159S. doi:10.1007/BF00577875.
  52. ↑ а б Jerry Coffey (9 липня 2009). Caloris Basin. universetoday.com. Архів оригіналу за 5 лютого 2013. Процитовано 23 січня 2013.
  53. ↑ а б Chapman C. R. Mercury: Introduction to an end-member planet // Mercury / F. Vilas, C. R. Chapman, M. S. Matthews. — University of Arizona Press, 1988. — P. 1–23. — ISBN 978-0-816-51085-6. — Bibcode:1988merc.book....1C. (інше посилання [Архівовано 2016-03-08 у Wayback Machine.])
  54. ↑ а б Tanaka K.L., Hartmann W.K. Chapter 15 – The Planetary Time Scale // The Geologic Time Scale / F. M. Gradstein, J. G. Ogg, M. D. Schmitz, G. M. Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9. — DOI:10.1016/B978-0-444-59425-9.00015-9.
  55. ↑ Rothery D. A. 2.5. What Mariner 10 found // Planet Mercury: from Pale Pink Dot to Dynamic World. — Springer, 2015. — P. 32. — ISBN 978-3-319-12117-8. — DOI:10.1007/978-3-319-12117-8.

Література[ред. | ред. код]

Посилання[ред. | ред. код]

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Рівнина Спеки
Перегляд цього шаблону
  Словники та енциклопедії
Нормативний контроль
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Рівнина_Спеки&oldid=38129824