カロリスグループ
水星の地質単位の集合

カロリス群は水星の地質学的単位の集合である。マコーリーら[1]は、カロリス盆地を形成した衝突によって作られた地図に描ける単位を含めるために「カロリス群」という名称を提案し、群内の4つの層に正式な命名を行った。これらの層は、1974年と1975年に水星を通過したマリナー10号宇宙船の画像に基づいて、トラスクとゲスト[2]によって初めて認識され非公式に命名された。群内の層の範囲は、 2011年から2015年にかけて水星を周回し、マリナー10号の遭遇時には水星の影になっていた部分を撮影したメッセンジャー宇宙船の画像やその他のデータに基づいて拡大され、精緻化されている。[3]

月のインブリウム盆地やオリエンターレ盆地と同様に、カロリス盆地は広大で保存状態の良い噴出物層に囲まれている[4] [2] [5]。月では、より保存状態の良い盆地の噴出物を使用して地層を構築したが、カロリス盆地の噴出物もマーカー層準として使用できる。この噴出物は、あらゆる方向で盆地直径ほどの距離まで認識できる。オリエンターレ盆地とカロリス盆地の地層学的および構造的比較は、McCauley によって行われている[6] 。McCauleyら[1]は、カロリス盆地の正式な岩石地層学を提唱した。この地層学は、月のオリエンターレ盆地内および周辺で使用されている地層学をモデルにしている。[7]トラスクの修正版のようなクレーターの劣化の年代学[1]や、クレーターの頻度に基づいた平原単位間の相関関係は、水星の残りの表面の大部分をカロリスイベントに結び付けるのに役立つかもしれない。

シューメーカーとハックマン[8]によるインブリウム関連の地層学とは異なり、水星のために考案された地層学は、時間地層学ではなく岩石地層学である。この地層学は、カロリスの周囲に、オリエンタル、インブリウム、ネクタリスといった月のより保存状態の良い衝突盆地の周囲に認められる地層学と類似した、整然とした、本質的に等時的な地図化可能な単位の連続体が存在することを認めている。

4 つの地層は、カロリス盆地の縁から外側に向かって、発生順に説明されています。

カロリス・モンテス層

カロリス・モンテス層は、トラスクとゲストによって非公式にカロリス山脈地形と呼ばれており[2]、周囲の地形より1～2 km隆起した、滑らかに見えるが高度に分断された山塊が入り組んだ配列で構成されています。これらの山塊は、カロリス盆地の最も顕著な断崖またはリングの稜線を形成し、外側に向かってより小さな岩塊と線状の地形へと変化しています。カロリス・モンテス層は、オリエンターレ盆地周辺のモンテス・ルーク層の山塊相と形態的に非常に類似しており、同等のものであると考えられています[7] [1]カロリス・モンテスは、カロリスの深部からの噴出物で構成される盆地縁堆積物と解釈されており、隆起して高度に破砕された盆地前基盤岩と混ざり合っていますが、通常はその上に重なっています[6] 。

カロリス山脈の南東側には隙間が存在する。その起源は不明だが、インブリウム盆地の東側、つまり山脈環がセレニタティス盆地の縁を分断する部分の隙間と幾分似ている。しかし、水星では、カロリスの東側に既に盆地が存在していたという証拠は見つかっていない。

神経形成

ネルヴォ層は、カロリス・モンテ層によって形成された山々の間の山塊間の窪地にある、起伏のある、局所的に丘陵状の平野で構成されています。平野は一般に、カロリス・モンテ層によって特徴付けられる起伏の多い環状地形内にあり、局所的にはより低地の山塊の一部を覆い、覆っているように見えます。ネルヴォは、インブリウム盆地周辺のアペニンベンチ層といくらか類似点があります。 [ 9 ]オリエンターレで最も近い対応物は、モンテス・ルーク層のこぶのある相です。[7]ネルヴォ層はもともと、トラスクとゲストによって山塊間平野に指定され、 [2]彼らはこれをフォールバック噴出物と解釈しており、この解釈により、分布パターンと相対的な粗さ、および一般にカロリスを囲む滑らかな平野の上に位置するという事実が説明されるようです。

ネルヴォ層はネルヴォクレーターにちなんで名付けられました。

オーディンフォーメーション

トラスクとゲスト[2]は、もともと丘陵平原と呼んでいたオーディン層を、幅0.3～1km、高さ数十～数百メートルの、低く密集または散在する滑らかな丘陵で構成されていると記述しました。場所によっては、丘陵がカロリス盆地の縁と同心円状に並んでおり、平原は波打っているように見えます。丘陵間の地域は滑らかな平原と外観が似ています。オーディン層の一部は滑らかな平原の物質で覆われている可能性がありますが、地図作成の便宜上、この地域はオーディン層に含まれています。オーディン層の範囲は、ファセットら[10]とデネヴィら[11]によって拡大されました。

オーディン層の分布パターンは、月のインブリウム盆地のアルプス層のより薄く遠位部分の分布パターンに似ているようです。 [12]オーディン層は、アルプス層と同様に、主盆地崖を越えたオーディン平原のような幅広いローブ状に存在します。また、オーディン層は、主要なカロリス崖から1200 km離れた場所まで、クレーター間平原の古代クレーター物質を覆っています。オーディン層はカロリス噴出物シーケンスの一部と解釈されていますが、その起源は他の特定のカロリス層ほど明確ではありません。このユニットは、カロリス空洞の深部から遅れて到達したブロック状のまとまった噴出物で構成され、後に滑らかな平原に部分的に埋もれた可能性があります。

オーディンは、カロリス盆地の崖から1,100kmの範囲にわたって、クレーター間平原、線状平原、中間平原物質を局所的に覆っている。その「模式地」であるオーディン平原にちなんで名付けられた。また、メアケア平原、スティルボン平原、ティル平原にも地図に記載されている。

ファン・エイク層

カロリス周縁部の地層単位の中で最も特徴的なファン・エイク層は、トラスクとゲストによってカロリス線状地形と名付けられました。[2]この地層はファン・エイク・クレーターにちなんで名付けられました。

ファン・エイク層は線状相と二次クレーター相を有する。線状相はカロリス山脈から約 1,000 km にわたって広がる。カロリス盆地の亜放射状の長い丘陵と溝から成り、広範囲にわたって滑らかな平野に囲まれている。ファン・エイク層の内縁は、カロリス外側の弱い崖とほぼ一致している。ファン・エイク層は、月のインブリウム盆地周辺のフラ・マウロ層と形態は似ているが、いくぶん劣化している。二次クレーターの形成とカロリスからの噴出物の弾道堆積が、その形成に重要な役割を果たしたことは間違いない。ファン・エイク層内の個々の二次クレーターを特定することは困難であるが、盆地直径程度の距離には、中程度に保存状態の良好なクレーターのクラスターやクレーター列が多数存在し、これらは遠く離れたカロリス二次クレーターであると解釈されている。これらのクレーターは、その地域的な地層学的重要性から、ファン・エイク層の別の層相に含められています。注目すべきは、この線状地形がカロリス山脈の麓付近に見られるのに対し、月のインブリウム盆地の同様の地形は盆地の縁からより離れた場所に見られることです。このような範囲の違いは、水星の重力が月の重力の2.5倍であり、噴出物が月面の同規模の盆地からの噴出物よりも発生源に近い場所に落下することから予想されるものです。[13]

露頭の大部分は、表面の窪みを埋めた薄い平原層に覆われているように見える。これらの地域の平原層は、一般的にファン・エイク層で埋められているが、一部は滑らかな平原層である可能性もある。

参考文献

  1. ^ abcd McCauley, JF, Guest, JE, Schaber, GG, Trask, NJ, Greeley, Ronald, 1980, Caloris Basin の地層学、Mercury: Icarus、1980
  2. ^ abcdef Trask, NJ; Guest, JE (1975). 「水星の予備的地質地形図」. Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2461– 2477. doi :10.1029/jb080i017p02461.
  3. ^ Denevi, BW, Earnst, CM, Prockter, LM, Robinson, MS, 2018. 水星の地質史。ショーン・C・ソロモン、ラリー・R・ニットラー、ブライアン・J・アンダーソン編『水星：メッセンジャー後の展望』ケンブリッジ惑星科学、第6.3.3節。
  4. ^ Strom, RG; Trask, NJ; Guest, JE (1975). 「水星のテクトニズムと火山活動」. Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2478– 2507. doi :10.1029/jb080i017p02478.
  5. ^ Guest, JE、O'Donnell, WP、1977、「水星の表面史：レビュー：Vistas in Astronomy」第20巻、273～300ページ。
  6. ^ ab McCauley, JF, 1977, Orientale and Caloris: Physics of the Earth and Planetary Interiors, v. 15, no. 2–3, p. 220–250.
  7. ^ abc Scott, DH、McCauley, JF、West, MN、1977、「月の西側の地質図：米国地質調査所その他調査シリーズ地図I-1034、縮尺1:5,000,000」。
  8. ^ Shoemaker, EM、Hackman, RJ、1962、「月時間スケールの地層学的基礎」、Kopal, Zdenek、Mikhailov, ZK、編、『月：国際天文学連合シンポジウム、第14回、レニングラード、USSR、1960年：ロンドン、アカデミックプレス、p.289-300。
  9. ^ Hackman, RJ、1966年、「月のアペニン山脈地域の地質図：米国地質調査所その他調査シリーズ地図I-463、縮尺1:1,000,000」。
  10. ^ Caleb I. Fassett、James W. Head、David T. Blewett、Clark R. Chapman、James L. Dickson、Scott L. Murchie、Sean C. Solomon、Thomas R. Watters、「 Caloris impact basin: Exterior geomorphology, stratigraphy, morphometry, radial sculpture, and smooth plains deposits 」、地球惑星科学レター、第285巻、第3～4号、2009年、297～308頁、ISSN 0012-821X。https://doi.org/10.1016/j.epsl.2009.05.022。
  11. ^ Denevi, Brett W., Ernst, Carolyn M., Meyer, Heather M., Robinson, Mark S., Murchie, Scott L., Whitten, Jennifer L., Head, James W., Watters, Thomas R., Solomon, Sean C., Ostrach, Lillian R., Chapman, Clark R., Byrne, Paul K., Klimczak, Christian, Peplowski, Patrick N.,水星の滑らかな平原の分布と起源、Journal of Geophysical Research: Planets、v. 118 i. 5、2013年。https://doi.org/10.1002/jgre.20075。
  12. ^ Wilhelms, DE、および McCauley JF、1971、「月の表側の地質図：米国地質調査所のその他の地質調査地図 I-703、縮尺 1:5,000,000」。
  13. ^ Gault, DE, Guest, JE, Murray, JB, Dzurisin, Daniel, Malin, MC, 1975, 水星と月の衝突クレーターの比較：Journal of Geophysical Research, v. 80, no. 17, p, 2444–2460
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