Hispanopedia Wiki
El cuadrilátero de Shakespeare es una región de Mercurio que se extiende desde los 90° hasta los 180° de longitud y desde los 20° hasta los 70° de latitud. También se le conoce como Caduceata.
El cuadrángulo Borealis está al norte del cuadrángulo Shakespeare. Al oeste se encuentra el cuadrángulo Raditladi , y al este el cuadrángulo Victoria . Al suroeste está el cuadrángulo Tolstoj , y al sureste el cuadrángulo Beethoven .
Imágenes de Mariner 10
Antes de las imágenes tomadas por MESSENGER , las únicas imágenes de Mercurio obtenidas por naves espaciales eran las tomadas por la nave Mariner 10 , que realizó tres pasadas alrededor del planeta en 1974-75 (Murray y otros, 1974a,b; Strom y otros, 1975a). [ 1 ] La mayoría de las imágenes utilizadas para mapear la geología del cuadrángulo de Shakespeare se tomaron durante la primera pasada cerca del ecuador, con un encuentro cercano o el lado oscuro del planeta. La segunda pasada, en el polo sur, no fotografió el cuadrángulo de Shakespeare con alta resolución. También se obtuvieron imágenes de alta resolución de pequeñas áreas dentro del cuadrángulo durante la tercera pasada, cuando la nave espacial estaba en una trayectoria de encuentro cercano en el polo norte. Debido a que la nave espacial observó las mismas áreas desde diferentes posiciones durante la primera y la segunda pasada, se dispone de imágenes estereoscópicas para ciertas áreas del hemisferio sur; sin embargo, no se dispone de dichas imágenes para el cuadrángulo de Shakespeare. Todas las pasadas de Mariner 10 ocurrieron bajo condiciones de iluminación similares. En todo el cuadrángulo de Shakespeare, estas condiciones variaron desde poca luz en el terminador cerca del límite oeste hasta mayor intensidad solar en el límite este. En consecuencia, las condiciones de iluminación fueron favorables para determinar el relieve a pequeña escala en el oeste, pero progresivamente menos favorables hacia el este. Por el contrario, las características del albedo , como los brillantes rayos de los cráteres , que son conspicuos en la parte oriental, se vuelven cada vez más difíciles de reconocer hacia el oeste, en dirección al terminador. Esta variación en las condiciones de iluminación a lo largo del cuadrángulo da como resultado una cartografía geológica inconsistente, ya que la topografía, el albedo y la textura de la superficie son fundamentales para caracterizar las unidades de materiales individuales. La resolución promedio de las imágenes utilizadas en la primera pasada es de poco más de 1 km.
Imágenes de MESSENGER
La sonda MESSENGER cartografió todos los cuadrángulos de Mercurio con mucho mayor detalle que la Mariner 10. Por ejemplo, se obtuvo una imagen del cráter Degas , de reciente formación , con una resolución muy alta, y también se fotografiaron las posibles chimeneas volcánicas dentro de los cráteres To Ngoc Van , Scarlatti y Gibran .
Contexto regional
La característica dominante en el cuadrángulo de Shakespeare es la Cuenca Caloris , de 1300 km de diámetro. Esta cuenca de impacto es la más grande y mejor conservada del hemisferio de Mercurio observado por la Mariner 10. Casi toda la mitad oriental de la cuenca se encuentra en el cuadrángulo de Raditladi ; la mitad occidental estuvo en el hemisferio nocturno de Mercurio durante todos los sobrevuelos de la Mariner 10, y parte de la mitad sur se encuentra en el cuadrángulo adyacente de Tolstoj (Schaber y McCauley, 1980). Alrededor de Caloris hay un anillo discontinuo de sus depósitos de eyección , llamado Grupo Caloris . Los eyectos de Caloris están encajonados y parcialmente cubiertos por una unidad de llanura que se encuentra principalmente en grandes depresiones aproximadamente circulares, algunas de las cuales pueden ser antiguas cuencas degradadas. Este material de llanura también se encuentra en los fondos de antiguos cráteres y en pequeñas depresiones topográficas irregulares.
La parte oriental del cuadrángulo de Shakespeare se compone principalmente de terreno craterizado y llanuras intercráteres. En toda el área cartografiada se observan cráteres recientes dispersos superpuestos a otras formaciones; en la parte oriental, los cráteres recientes de mayor tamaño muestran rayos brillantes bien definidos.
Estratigrafía
Materiales precalóricos
La unidad más antigua reconocible en el cuadrilátero es el material de las llanuras intercráter. Estas llanuras fueron descritas originalmente por Trask y Guest [ 2 ] como llanuras intercráter. La unidad tiene una expresión superficial de llanuras onduladas a montículos en las áreas entre grandes cráteres y está expuesta principalmente en la parte oriental del área cartografiada. La superficie de la unidad está salpicada de cráteres, muchos de los cuales son pequeños (de unos 5 a 10 km de diámetro), elípticos y poco profundos; se infiere por su forma que son cráteres secundarios asociados con cráteres y cuencas más grandes. Trask y Guest [ 2 ] concluyeron que la superficie de estas llanuras representa una superficie primordial de Mercurio sobre la cual se han superpuesto cráteres. Se pensó que la gran extensión de esta superficie en comparación con su contraparte en la Luna reflejaba la distribución restringida de eyecciones alrededor de cada cráter individual causada por la gravedad relativamente alta en Mercurio. [ 3 ] Debido a esta alta gravedad, áreas considerables no se vieron afectadas por las eyecciones de cráteres y cuencas. Sin embargo, Malin [ 4 ] y Guest y O'Donnell (1977) han demostrado que en algunas áreas las llanuras intercráter se superponen a cráteres muy degradados, una relación que sugiere que las llanuras intercráter se formaron durante un momento específico en la historia de Mercurio y que la formación de cráteres ocurrió tanto antes como después de su emplazamiento, o, alternativamente, que las llanuras intercráter se formaron mediante un proceso continuo a lo largo de la historia de la formación de cráteres.
En varias partes del cuadrilátero, especialmente en los márgenes de grandes extensiones de materiales de llanuras lisas, se encuentra una unidad de llanuras más suaves y menos onduladas con una menor densidad de cráteres. Siguiendo a Schaber y McCauley (1980), esta unidad se denomina material de llanuras intermedias. Es difícil cartografiarla con precisión porque presenta una transición gradual tanto a las llanuras intercráter como a las llanuras lisas. Además, su identificación depende de las condiciones de iluminación, que varían en las áreas cartografiadas, especialmente al este de la longitud 120°. La presencia de esta unidad sugiere que el proceso de formación de llanuras abarcó gran parte de la historia geológica temprana de Mercurio y continuó mucho después del pico de actividad de cráteres. En la parte sur de Sobkou Planitia , las llanuras intermedias tienen un albedo menor que las llanuras adyacentes. En algunos lugares, pueden representar simplemente áreas de llanuras intercráter que han sido parcialmente inundadas por el material de llanuras lisas más reciente.
Trask y Guest [ 2 ] reconocieron que el material de llanuras estriadas formaba un terreno compuesto por líneas de colinas y valles, algunos de los cuales alcanzan los 300 km de longitud. Esta unidad modificó cráteres grandes más antiguos y llanuras intercráter. Sus características son similares a las de la escultura lunar Imbrium (Gilbert, 1893) y a las colinas y valles radiales a la Cuenca Nectaris en la Luna (Stuart-Alexander, 1971). Las estrías probablemente se formaron de manera similar a las de la escultura Imbrium, que resultó de la excavación por proyectiles eyectados en ángulos bajos desde la Cuenca Imbrium ; sin embargo, algunos de los valles mercurianos pueden ser el resultado de fallas . La mayor parte del material estriado en el cuadrángulo de Shakespeare parece ser subradial a una antigua cuenca situada entre Odin Planitia y Budh Planitia, centrada en la latitud 28° N y la longitud 158° O. Sin embargo, a excepción de su afloramiento más septentrional, la superficie de esta unidad está cubierta por una facies de la Formación Odin .
El material de las llanuras montañosas consiste en colinas bajas, redondeadas y muy próximas entre sí, con relativamente pocos cráteres superpuestos. Las colinas varían en tamaño de 1 a 2 km de diámetro y Trask y Guest [ 2 ] estimaron que tenían alturas de 100 a 200 m, siendo los primeros en reconocer esta unidad y denominarla terreno montañoso. Las principales extensiones de material montañoso se encuentran en una banda aproximadamente concéntrica fuera de la eyección de Caloris. Es posible que esta unidad esté asociada con Caloris, aunque, aparte de la distribución geográfica, no hay evidencia que lo respalde. En algunos lugares, las relaciones de contacto sugieren que el material de las llanuras montañosas puede ser más antiguo que el material de las llanuras intermedias. Además, parches de material montañoso pueden estar asociados con materiales de llanuras intercráter en la parte oriental del cuadrilátero, donde las condiciones de iluminación no permiten su identificación.
Grupo de calorías
Las unidades rocosas asociadas a la Cuenca Caloris son particularmente importantes para la estratigrafía de Mercurio. Se ha demostrado que la historia de la Luna estuvo marcada por una serie de grandes impactos que depositaron material eyectado en extensas áreas; las unidades rocosas asociadas a estas cuencas de impacto se utilizaron para dividir la columna estratigráfica lunar en una serie de unidades de tiempo bien definidas (Shoemaker y Hackman, 1962; McCauley, 1967; Wilhelms, 1972). Estas relaciones son particularmente claras para la Cuenca Imbrium (Wilhelms y McCauley, 1971) y la Cuenca Orientale (Scott y otros, 1977).
Se pueden identificar unidades de eyección que se extienden desde la cuenca de Caloris hasta un diámetro equivalente al de la cuenca; estas unidades pueden utilizarse para dividir la columna estratigráfica mercuriana de forma similar a como se utilizaban las eyecciones de cuencas en la Luna. McCauley (1977) realizó una comparación estratigráfica y estructural entre las cuencas de Caloris y Orientale.
En el cuadrángulo de Shakespeare, solo se reconoce una facies lineada de la Formación Van Eyck , mientras que en el cuadrángulo de Tolstoj, al sur, se cartografían tanto esta como una facies de cráter secundaria (Schaber y McCauley, 1980; McCauley y otros, 1981).
Materiales post-calorías
El material de las llanuras que forma el fondo de la Cuenca Caloris no se ha incluido en el Grupo Caloris y se cartografía por separado de las llanuras lisas. En muchos aspectos, las llanuras del fondo de Caloris son similares a las llanuras lisas, excepto que se han plegado y fracturado en numerosas crestas y surcos que se intersecan para formar un patrón poligonal generalizado. Las tendencias dominantes de estas características son concéntricas y radiales al centro de Caloris. Con base en evidencia fotométrica, Hapke y otros (1975) sugirieron que la parte central del fondo de la cuenca puede estar 7 ± 3 km más baja que el borde exterior. Strom y otros [ 5 ] argumentaron que las crestas se formaron por esfuerzos compresivos generados por la subsidencia del fondo, y las fracturas por el levantamiento posterior del centro de la cuenca para producir el alargamiento cortical y el patrón de fractura observado. El origen del material en sí es dudoso. Podría consistir en láminas de material volcánico depositadas poco después de la formación de la cuenca, o bien en material formado por el evento Caloris, ya sea fundido o como la parte superior de un tapón de material plástico que ascendió en el fondo del cráter durante el impacto. Cualquiera que sea el origen de este material, parece claro que cubre el fondo original del cráter excavado.
El material de las llanuras lisas forma esencialmente extensiones planas, cubriendo depresiones en la superficie mercuriana. Las áreas más extensas de este tipo en este cuadrángulo son Sobkou y Budh Planitiae . La superficie del material de las llanuras lisas tiene relativamente pocos cráteres, y las relaciones de superposición indican que estas unidades de llanuras son más jóvenes que las llanuras intercráter y las llanuras intermedias. Las llanuras lisas también albergan unidades del Grupo Caloris. Se encuentran parches más pequeños de llanuras lisas en depresiones y antiguos fondos de cráteres. En muchas áreas, especialmente en las más cercanas a la Cuenca Caloris, presentan crestas lunares similares a las de la Luna, lo que les confiere un aspecto ondulado. El límite entre las llanuras lisas y la Formación Odin no es claro en todas partes, excepto a alta resolución. Las llanuras lisas se cartografían en el cuadrángulo Shakespeare solo donde no hay evidencia clara de pequeñas colinas características de la Formación Odin.
La interpretación del origen de las llanuras lisas es difícil pero significativa, ya que tiene relación directa con la constitución interna y la historia térmica de Mercurio. Al igual que los mares lunares , las llanuras lisas se encuentran en los fondos de grandes cráteres y cuencas, y la amplia franja de llanuras alrededor de Caloris guarda analogía con Oceanus Procellarum alrededor de Imbrium en la Luna. Sin embargo, las llanuras de Caloris difieren de los mares en que no presentan rasgos volcánicos de relieve positivo, como los que se encuentran dispersos en los mares lunares. La ausencia de marcadas diferencias de albedo entre las llanuras lisas y el terreno más antiguo (Hapke y otros, 1975), en comparación con la marcada diferencia de albedo entre los mares lunares y las tierras altas, puede ser más indicativa de la composición que del origen de las rocas. Basándose en la distribución y el volumen, Strom y otros [ 5 ] argumentaron que, en la mayoría de las áreas, las llanuras lisas consisten en extensas capas de lava básica similares a los mares lunares. Schultz (1977), al estudiar cráteres de impacto modificados, también argumentó a favor del vulcanismo. Por otro lado, Wilhelms [ 6 ] señaló que las llanuras claras lunares también podrían servir como análogo de las llanuras lisas de Mercurio: las muestras del Apolo 16 indican que las llanuras claras lunares consisten en brecha cataclástica y fusión de impacto , interpretadas como emplazadas por grandes eventos de impacto (James, 1977). Wilhelms [ 6 ] propuso, por lo tanto, que las llanuras lisas en Mercurio pueden estar relacionadas directamente con el impacto de Caloris, como brechas y fusiones de impacto, en lugar de como lavas. Sin embargo, las llanuras claras en la Luna no están tan bien desarrolladas ni son tan extensas como las llanuras alrededor de Caloris, y si la explicación de Wilhelms es correcta, deben existir diferencias considerables entre los grandes eventos de impacto en la Luna y Mercurio. Lo más probable es que gran parte de las llanuras lisas sean de origen volcánico, aunque en algunas áreas pueden ser de origen de fusión de impacto.
Las llanuras muy lisas de Mercurio fueron incluidas en la unidad de llanuras lisas por Trask y Guest. [ 2 ] Aquí las unidades geológicas se cartografían por separado, porque el material de las llanuras muy lisas es claramente más joven que el material de las llanuras lisas. La unidad de llanuras muy lisas, que no tiene rasgos distintivos y no tiene cráteres superpuestos discernibles, posiblemente sea material eyectado depositado en el fondo de los cráteres. Sin embargo, no todos los cráteres contienen este material; algunos tienen el fondo de un material con una superficie rugosa cartografiado como material del fondo del cráter, porque es análogo al material del fondo en cráteres lunares más jóvenes como Copérnico o Aristarco . Otra posibilidad es que las llanuras muy lisas sean de origen volcánico.
Materiales del cráter
Los cráteres de Mercurio presentan diversos estados de conservación, desde cráteres con rasgos nítidos y rayos brillantes hasta aquellos casi totalmente obliterados, que consisten únicamente en un anillo tenue de colinas densamente craterizadas. Al igual que en la Luna, el principal proceso de erosión es probablemente el impacto; por lo tanto, un cráter reciente se degradará sistemáticamente con el tiempo. Los cráteres de tamaño similar que presentan estados de conservación similares se consideran, por consiguiente, de edad similar. Los cráteres se clasifican según cinco categorías en función de su estado de degradación (McCauley y otros, 1981). Los componentes utilizados para definir la edad de los cráteres son los rayos, los cráteres secundarios , las facies de eyección , los picos y anillos centrales, la forma del borde y las terrazas internas. A medida que un cráter envejece, aumenta el número de cráteres superpuestos y cada uno de los elementos morfológicos se vuelve más tenue. La actividad volcánica también puede enterrar o destruir ciertos componentes del cráter, pero este aún puede datarse por la conservación del borde restante. Sobre la base de la cartografía en este cuadrángulo y en el cuadrángulo adyacente de Tolstoj (Schaber y McCauley, 1980), se considera que el impacto de Caloris ocurrió a finales del tiempo c3 (McCauley y otros, 1981).
Un problema de la técnica de datación de cráteres mencionada anteriormente en Mercurio es que los cráteres secundarios se encuentran más cerca del cráter principal y, por lo tanto, están más agrupados que en la Luna, donde están relativamente dispersos. En consecuencia, un cráter antiguo adyacente a uno reciente se degrada considerablemente debido al intenso bombardeo de cráteres secundarios provenientes del cráter más joven, y parece mucho más antiguo de lo que realmente es.
Los cráteres fantasma son formaciones inusuales que aparecen en la llanura de Suisei . Están enterrados y tienen un perfil redondeado, con solo sus bordes sobresaliendo de las llanuras lisas circundantes. Por lo tanto, no se les puede asignar una edad específica; podrían ser de cualquier época, desde finales del siglo I hasta finales del siglo III.
Estructura
Los elementos estructurales más conspicuos en el cuadrángulo son las crestas y grietas radiales y concéntricas dentro de la Cuenca Caloris y las crestas desarrolladas en la Formación Odin y la unidad de llanuras lisas inmediatamente fuera de Caloris. [ 7 ] O'Donnell y Thomas (comunicación personal, 1979) han sugerido, basándose en la orientación de las características fuera de Caloris, que estas crestas y escarpes siguen en gran medida patrones de fractura radiales y concéntricas preexistentes en la litosfera mercurial iniciada por el impacto de Caloris, similares en carácter a los que rodean a Imbrium en la Luna (Mason y otros, 1976). Caloris en sí consiste en un único anillo de montañas y un escarpe exterior débil. Algunos escarpes sinuosos también aparecen en este cuadrángulo, incluyendo las Rupes de Heemskerck que cortan las llanuras intercráter más antiguas. Strom y otros [ 5 ] consideran que los escarpes de este tipo son fallas de cabalgamiento compresivas resultantes del acortamiento general de la corteza mercurial al principio de su historia.
Historia geológica
La historia del cuadrángulo de Shakespeare, evidenciada por los materiales expuestos en la superficie, comienza con la formación de material de llanuras intercráter y de cráteres de impacto, tanto más antiguos como más recientes que estas llanuras. Algunos cráteres c1 y c2 se superpusieron a las llanuras intercráter. El material de llanuras intermedias y la unidad de llanuras alineadas se emplazaron sobre las llanuras intercráter, al igual que la mayoría de los cráteres de edad c3. Luego siguió el gran impacto asteroide que produjo la Cuenca Caloris y el emplazamiento de rocas del Grupo Caloris alrededor de la cuenca. La comparación de las poblaciones de cráteres en superficies más antiguas y más recientes que Caloris sugiere que, en el momento del impacto de Caloris, la población de cráteres de menos de 30 km de diámetro fue erradicada del terreno pre-Caloris (Guest y Gault, 1976). Gault y otros (1976) sugirieron que los cráteres más pequeños fueron destruidos por el evento Caloris y por otros eventos de formación de cuencas en otras partes del planeta aproximadamente al mismo tiempo.
El material de las llanuras lisas se emplazó posteriormente. Algunos cráteres c3 se formaron después del evento Caloris y después de que se formaran algunas de las llanuras lisas. Superpuestos a la unidad de llanuras lisas y a todos los depósitos más antiguos se encontraban cráteres de edad c4, dentro de los cuales se emplazó el material de llanuras muy lisas (unidad pvs). La analogía con la Luna sugiere que la mayoría de los eventos registrados en la historia de Mercurio ocurrieron durante los primeros 1,5 mil millones de años de la vida del planeta; las unidades rocosas principales más antiguas en este cuadrilátero tienen probablemente al menos 2 a 3 mil millones de años. La historia geológica de Mercurio ha sido resumida por Guest y O'Donnell (1977), Davies y otros, [ 1 ] y Strom. [ 7 ]
Fuentes
- Guest, JE; Ronald Greeley (1983). "Mapa geológico del cuadrángulo de Shakespeare (H-3) de Mercurio" (PDF) .Preparado para la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA) por el Departamento del Interior de los Estados Unidos, Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS). Publicado en formato impreso como Mapa I-1408 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del USGS, como parte del Atlas de Mercurio, Serie Geológica 1:5.000.000. El ejemplar impreso está disponible para su compra en el Servicio Geológico de los Estados Unidos, Servicios de Información, Apartado Postal 25286, Centro Federal, Denver, CO 80225.
Referencias
- 1 2 Davies, ME; Dwornik, SE; Gault, DE; Strom, RG (1978). Atlas de Mercurio . Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio. ISBN 978-1-114-27448-8Publicación especial SP-423.
- 1 2 3 4 5 Trask, NJ; Guest, JE (1975). "Mapa geológico preliminar del terreno de Mercurio". Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2461– 2477. doi : 10.1029/jb080i017p02461 .
- ↑ Gault, DE; Guest, JE; Murray, JB; Dzurisin, D.; Malin, MC (1975). "Algunas comparaciones de cráteres de impacto en Mercurio y la Luna". Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2444– 2460. doi : 10.1029/jb080i017p02444 .
- ↑ Malin, MC (1976). "Observaciones de llanuras intercráter en Mercurio". Geophysical Research Letters . 3 (10): 581– 584. Bibcode : 1976GeoRL...3..581M . doi : 10.1029/GL003i010p00581 .
- 1 2 3 Strom, RG; Trask, NJ; Guest, JE (1975). "Tectonismo y vulcanismo en Mercurio". Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2478– 2507. doi : 10.1029/jb080i017p02478 .
- ^ Wilhelms , DE (1976). "Se cuestiona el vulcanismo mercuriano". Ícaro . 28 (4): 551– 558. doi : 10.1016/0019-1035(76)90128-7 .
- 1 2 Strom, RG (1979). "Mercury: Una evaluación posterior al Mariner 10". Space Science Reviews . 24 (1): 3– 70. doi : 10.1007/bf00221842 .
Bibliografía
- Gault, DE, Guest, JE y Schultz, PH, 1976, Cambios en las poblaciones de cráteres de Mercurio debido a Caloris: Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de EE. UU., TMX-3364, págs. 183-185.
- Gilbert, GK, 1893, El rostro de la Luna, un estudio del origen de sus rasgos: Boletín de la Sociedad Filosófica de Washington [DC] , vol. 12, págs. 241-292.
- Guest, JE, y Gault, DE, 1976, Poblaciones de cráteres en la historia temprana de Mercurio, Geophysical Research Letters , vol. 3, págs. 121–123.
- Guest, JE, y O'Donnell, WP, 1977, Historia de la superficie de Mercurio: Una revisión: Vistas in Astronomy , vol. 20, págs. 273–300.
- Hapke, Bruce, Danielson, GE Jr., Klaasen, Kenneth y Wilson, Lionel, 1975, Observaciones fotométricas de Mercurio desde Mariner 10, 1975: Journal of Geophysical Research , v 80, no. 17, p. 2431–2443.
- James, OB, 1977, Brechas de tierras altas lunares generadas por grandes impactos: Conferencia soviético-estadounidense sobre cosmoquímica de la Luna y los planetas: Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de EE. UU., Publicación especial SP-370, págs . 637-658.
- Mallin, MC, 1976, Observaciones de llanuras intercráter en Mercurio: Geophysical Research Letters , vol. 3, págs. 581–584.
- Mason, R., Guest, JE y Cooke, GN, 1976, Un patrón de fosas tectónicas de Imbrium en la Luna: Geologists' Association, Proceedings, Londres, vol. 87, parte 2, págs. 161-168.
- McCauley, JF, 1967, La naturaleza de la superficie lunar determinada mediante cartografía geológica sistemática, en Runcorn, SK, ed., Mantos de la Tierra y planetas terrestres; Londres, Interscience Publications, págs. 431–460.
- McCauley, JF, 1977, Orientale and Caloris: Physics of the Earth and Planetary Interiors , vol. 15, núms. 2–3, págs. 220–250.
- McCauley, JF, Guest, JE, Schaber, GG, Trask. NJ, y Greeley, Ronald, 1981, Estratigrafía de la cuenca Caloris, Mercury: Icarus , vol. 47, n.º 2, págs. 184–202.
- Murray, BC, Belton, MJS, Danielson, GE, Davies, ME, Gault, DE, Hapke, Bruce, O'Leary, Brian, Strom, RG, Suomi, Verner y Trask NJ, 1974a, Imágenes de Mercurio del Mariner 10: Primeros resultados: Science , vol. 184, n.º 4135, págs. 459-461.
- _____1974b, Superficie de Mercurio: Descripción e interpretación preliminares a partir de imágenes del Mariner 10: Science , vol. 185, n.º 4146, págs. 169-179.
- Schaber, GG y McCauley, JE, 1980, Mapa geológico del cuadrángulo de Tolstoj de Mercurio: Mapa I-1199 de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio Geológico de los Estados Unidos, escala 1:5.000.000.
- Schultz, PH, 1977, Modificación endógena de cráteres de impacto en Mercurio: Física de la Tierra y los Interiores Planetarios , vol. 15, núms. 2–3, págs. 202–219.
- Scott, DH, McCauley, JF y West, MN, 1977, Mapa geológico del lado oeste de la Luna: Mapa I1034 de la serie de investigaciones misceláneas del Servicio Geológico de los Estados Unidos, escala 1:5.000.000.
- Shoemaker, EM y Hackman, RJ, 1962, Base estratigráfica para una escala de tiempo lunar, en Kopal, Zdenek y Mikhailov, ZK, eds., La Luna: Simposio de la Unión Astronómica Internacional, 14.º, Leningrado, URSS, 1960: Londres, Academic Press, págs. 289-300.
- Strom, R G., Murray, BC, Belton, MJS, Danielson, GE, Davies, ME, Gault, DE, Hapke, Bruce, O'Leary, Brian, Trask, NJ, Guest, JE, Anderson, James y Klaasen, Kenneth, 1975a, Resultados preliminares de imágenes del segundo encuentro de Mercurio: Journal of Geophysical Research , vol. 80, n.º 17, págs. 2345–2356.
- Stuart-Alexander, DE, 1971, Mapa geológico del cuadrángulo de Rheita de la Luna: Mapa I-694 de Investigaciones Geológicas Misceláneas del Servicio Geológico de los Estados Unidos, escala 1:1.000.000.
- Wilhelms, DE, 1972, Cartografía geológica del segundo planeta: Informe interinstitucional del Servicio Geológico de los Estados Unidos: Astrogeología 55, 36 págs.
- Wilhelms, DE y McCauley JF, 1971, Mapa geológico del lado visible de la Luna: Mapa I-703 de Investigaciones Geológicas Misceláneas del Servicio Geológico de los Estados Unidos, escala 1:5.000.000.
- Cuadrángulo de Shakespeare
- Características de la superficie de Mercurio por cuadrángulo