Grupo Caloris

El grupo Caloris es un conjunto de unidades geológicas en Mercurio . McCauley y otros ^{[ 1 ]} propusieron el nombre "Grupo Caloris" para incluir las unidades cartografiables creadas por el impacto que formó la Cuenca Caloris y nombraron formalmente cuatro formaciones dentro del grupo, que fueron reconocidas y nombradas informalmente por primera vez por Trask y Guest ^{[ 2 ]} basándose en imágenes de la nave espacial Mariner 10 que sobrevoló Mercurio en 1974 y 1975. La extensión de las formaciones dentro del grupo se ha ampliado y refinado basándose en imágenes y otros datos de la nave espacial MESSENGER que orbitó Mercurio de 2011 a 2015, y fotografió partes del planeta que estaban en sombra en el momento de los encuentros de Mariner 10. ^{[ 3 ]}

Al igual que las cuencas Imbrium y Orientale en la Luna, la cuenca Caloris está rodeada por una extensa y bien conservada capa de eyección ^{[ 4 ] [ 2 ] [ 5 ]} Como en la Luna, donde la eyección de las cuencas mejor conservadas se utilizó para construir una estratigrafía , la eyección de la cuenca Caloris también puede utilizarse como horizonte marcador . Esta eyección es reconocible a una distancia de aproximadamente un diámetro de cuenca en todas las direcciones. McCauley realizó una comparación estratigráfica y estructural entre las cuencas Orientale y Caloris. ^{[ 6 ]} McCauley y otros ^{[ 1 ]} propusieron una estratigrafía de rocas formal para la cuenca Caloris. Esta estratigrafía se basa en la utilizada en y alrededor de la cuenca Orientale en la Luna. ^{[ 7 ]} Las cronologías de degradación de cráteres, como la modificada de Trask, ^{[ 1 ]} y las correlaciones entre unidades de llanuras en función de la frecuencia de cráteres pueden ayudar a vincular gran parte del resto de la superficie de Mercurio con el evento Caloris.

A diferencia de la estratigrafía relacionada con Imbrium de Shoemaker y Hackman, ^{[ 8 ]} la estratigrafía ideada para Mercurio es una estratigrafía de rocas más que una estratigrafía temporal. Reconoce la existencia de una secuencia ordenada, esencialmente isócrona, de unidades cartografiables alrededor de Caloris que son similares en carácter a las reconocidas alrededor de las cuencas de impacto mejor conservadas de la Luna, como Orientale, Imbrium y Nectaris .

Las cuatro formaciones se describen en orden de aparición desde el borde de la cuenca de Caloris hacia el exterior:

La Formación Caloris Montes, denominada informalmente terreno de las montañas de Caloris por Trask y Guest, ^{[ 2 ]} consiste en una serie desordenada de macizos montañosos de apariencia lisa pero altamente segmentados que se elevan de 1 a 2 km sobre el terreno circundante. Estos macizos marcan la cresta del escarpe o anillo más prominente de la Cuenca de Caloris y se transforman gradualmente en bloques más pequeños y terrenos lineados. La Formación Caloris Montes es muy similar en morfología a la Formación Montes Rook alrededor de la Cuenca Orientale y se considera su equivalente en facies de macizo. ^{[ 7 ] [ 1 ]} La Formación Caloris Montes se interpreta como depósitos de borde de cuenca que consisten en eyecciones de las profundidades de Caloris, mezcladas con, pero generalmente superpuestas a, el lecho rocoso precuenca elevado y altamente fracturado. ^{[ 6 ]}

En Caloris Montes, hacia el sureste, se observa una brecha; se desconoce su origen, pero es similar a la brecha en el lado este de la Cuenca Imbrium, donde el anillo montañoso corta el borde de la Cuenca Serenitatis . Sin embargo, en Mercurio no tenemos evidencia de la presencia de una cuenca preexistente al este de Caloris.

La Formación Nervo consiste en llanuras onduladas a localmente con montículos que se encuentran en depresiones intermaculadas entre las montañas formadas por la Formación Caloris Montes. Las llanuras generalmente se encuentran dentro del anillo de terreno accidentado marcado por la Formación Caloris Montes y localmente parecen cubrir y superponerse a algunos de los macizos más bajos. La Formación Nervo tiene cierta semejanza con la Formación Apennine Bench alrededor de la Cuenca Imbrium; ^{[ 9 ]} su contraparte más cercana en Orientale es la facies nudosa de la Formación Montes Rook . ^{[ 7 ]} La Formación Nervo fue designada originalmente como llanuras intermontanas por Trask y Guest ^{[ 2 ]} y ha sido interpretada por ellos como eyecta de caída, una interpretación que parece explicar su patrón de distribución y rugosidad relativa, así como el hecho de que generalmente se encuentra sobre las llanuras lisas que abarcan Caloris.

La formación Nervo recibe su nombre del cráter Nervo .

La Formación Odin, originalmente denominada llanuras onduladas por Trask y Guest, ^{[ 2 ]} fue descrita por ellos como compuesta por colinas bajas, suaves y dispersas, de aproximadamente 0,3 a 1 km de ancho y de decenas a unos cientos de metros de altura. En algunos lugares, las colinas están alineadas concéntricamente con el borde de la Cuenca Caloris, y las llanuras parecen onduladas. El área entre las colinas tiene una apariencia similar a las llanuras suaves; en algunas áreas, la Formación Odin puede estar parcialmente inundada por materiales de las llanuras suaves, pero para facilitar la cartografía, esta área se ha incluido en la Formación Odin. La extensión de la Formación Odin fue ampliada por Fassett et al. ^{[ 10 ]} y Denevi et al. ^{[ 11 ].}

El patrón de distribución de la Formación Odin parece similar al de las partes más delgadas y distales de la Formación Alpes de la Cuenca Imbrium en la Luna. ^{[ 12 ]} La Formación Odin, al igual que la Formación Alpes, se presenta en lóbulos amplios como los de Odin Planitia más allá del escarpe de la cuenca principal. La Formación Odin también cubre las llanuras intercráter con materiales de cráteres antiguos hasta una distancia de 1200 km del escarpe principal de Caloris. La Formación Odin se interpreta como parte de la secuencia de eyección de Caloris, pero su modo de origen es menos claro que el de otras formaciones de Caloris. La unidad podría consistir en eyecciones coherentes, en bloques, de llegada tardía desde las profundidades de la cavidad de Caloris, posteriormente enterradas parcialmente por llanuras lisas.

Odin cubre localmente llanuras intercráter, llanuras estriadas y llanuras intermedias hasta una distancia de 1100 km desde el escarpe de la cuenca de Caloris. Recibe su nombre de Odin Planitia, su "área tipo". También se encuentra cartografiado en Mearcair Planitia , Stilbon Planitia y Tir Planitia .

La Formación Van Eyck, que es la más distintiva de las unidades estratigráficas circum-Caloris, fue denominada terreno lineado de Caloris por Trask y Guest. ^{[ 2 ]} Recibe su nombre del cráter Van Eyck .

La Formación Van Eyck presenta una facies lineada y una facies de cráteres secundarios. La facies lineada se extiende desde los Montes Caloris hasta aproximadamente 1000 km. Consiste en largas crestas y surcos ondulados, subradiales a la Cuenca Caloris, extensamente interrumpidos por llanuras lisas. El límite interno de la Formación Van Eyck coincide generalmente con el débil escarpe externo de Caloris. La Formación Van Eyck es similar en morfología, pero algo más degradada que la Formación Fra Mauro alrededor de la Cuenca Imbrium en la Luna; la formación de cráteres secundarios y la deposición balística de eyecciones de Caloris desempeñaron sin duda un papel importante en su emplazamiento. Es difícil definir cráteres secundarios individuales dentro de la Formación Van Eyck, pero a una distancia de aproximadamente el diámetro de una cuenca, se observan numerosos grupos y cadenas de cráteres moderadamente bien conservados que se interpretan como cráteres secundarios de Caloris dispersos. Estos cráteres se han incluido en una facies separada de la Formación Van Eyck debido a su importancia estratigráfica regional. Cabe destacar que este terreno estriado se encuentra cerca del pie de los Montes Caloris, mientras que unidades similares de la Cuenca Imbrium en la Luna se ubican más lejos del borde de la cuenca. Esta diferencia de extensión es esperable, ya que la gravedad de Mercurio es dos veces y media mayor que la gravedad lunar, y los materiales eyectados caerían más cerca de su origen que los eyectados de una cuenca de tamaño similar en la Luna. ^{[ 13 ]}

En gran parte de su afloramiento , parece estar recubierto por una delgada capa de material llano que ha rellenado las depresiones de la superficie. En estas zonas, la capa de material llano generalmente se ha rellenado con la Formación Van Eyck, aunque en parte podría tratarse de material llano liso.