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Cuadrángulo de Tolstói

Cuadrángulo de Tolstói cartografiado por la nave espacial MESSENGER. Fotomosaico Mariner 10 En primer plano se muestra parte del cuadrángulo oriental de Tolstoj, incluidos los c...

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Cuadrángulo de Tolstói cartografiado por la nave espacial MESSENGER.
Fotomosaico Mariner 10
En primer plano se muestra parte del cuadrángulo oriental de Tolstoj, incluidos los cráteres de Zeami , Sófocles y Goya .

El cuadrilátero de Tolstói, en la región ecuatorial de Mercurio, se extiende desde los 144° hasta los 216° de longitud y desde los -25° hasta los 25° de latitud. Provisionalmente se le denominó "Tir", pero la Unión Astronómica Internacional lo renombró en honor a León Tolstói en 1976. [ 1 ] También llamado Faetontias.

Contiene la parte sur de Caloris Planitia , que es la cuenca más grande y mejor conservada vista por Mariner 10. Esta cuenca, de unos 1550  km de diámetro, [ 2 ] está rodeada por un anillo discontinuo de depósitos de eyección del Grupo Caloris que están encajonados y cubiertos por amplias extensiones de llanuras lisas. La mitad sureste del cuadrilátero está dominada por depósitos de cráteres antiguos, por materiales de llanuras onduladas a montículos indescriptibles entre cráteres individuales, y por parches aislados de llanuras indescriptibles. La antigua y degradada cuenca multianular de Tolstoj , de unos 350  km de diámetro, está en la parte centro-sur del cuadrilátero. El gran cráter bien conservado Mozart (285  km de diámetro) es una característica prominente en la parte occidental del área; su extenso manto de eyección y campo de cráteres secundarios están superpuestos sobre las llanuras lisas de Tir Planitia .

Las características de bajo albedo Solitudo Neptunii y Solitudo Helii , adoptadas del mapeo telescópico, parecen estar asociadas con el material de llanuras lisas que rodean Caloris; una tercera característica de bajo albedo, Solitudo Maiae , parece estar asociada con la cuenca de Tolstoj . [ 3 ]

El período de rotación de Mercurio, de 58,64 días, está en resonancia de dos tercios con su período orbital de 87,97 días. Por lo tanto, en su ecuador, las longitudes de 0° y 180° son puntos subsolares ("polos calientes") cerca de pasos alternos por el perihelio . [ 4 ] El "polo caliente" a 180° se encuentra dentro del cuadrilátero de Tolstoj; en el perihelio, las temperaturas ecuatoriales varían desde aproximadamente 100  K a medianoche local hasta 700  K al mediodía local. Esta variación diaria de 600  K es mayor que la de cualquier otro cuerpo del Sistema Solar . [ 4 ]

La cobertura fotográfica de Mariner 10 solo estaba disponible para los dos tercios orientales del cuadrángulo de Tolstoj. La sonda MESSENGER , que orbitó Mercurio entre 2008 y 2015, cartografió el planeta en su totalidad con una resolución mucho mayor y en más longitudes de onda de luz que Mariner 10. Además de las fotografías, obtuvo datos topográficos, de reflectancia, magnéticos, gravitacionales y otros tipos de datos geofísicos desde la órbita.

El cuadrángulo de Eminescu se encuentra al oeste del cuadrángulo de Tolstói, y el cuadrángulo de Beethoven está al este. Los cuadrángulos de Raditladi y Shakespeare se ubican al noroeste y noreste, respectivamente, y los cuadrángulos de Neruda y Miguel Ángel se encuentran al suroeste y sureste.

Estratigrafía

Materiales de llanuras más antiguos

Las llanuras onduladas a ligeramente onduladas que se extienden entre los grandes cráteres en la parte sureste del cuadrilátero conforman la unidad cartográfica más antigua reconocible: el material de las llanuras intercráter. Estas llanuras fueron descritas originalmente como intercráter por Trask y Guest, [ 5 ] quienes observaron su apariencia plana a ligeramente ondulada y la ausencia general de cráteres bien definidos de más de 50  km de diámetro. Malin [ 6 ] demostró que las llanuras contienen restos muy erosionados de grandes cráteres y cuencas que son solo depresiones circulares muy poco profundas. Sin embargo, estas llanuras intercráter se caracterizan por una densidad muy alta de cráteres superpuestos que son pequeños (5-10  km de diámetro), alargados, poco profundos y probablemente secundarios a los numerosos cráteres grandes superpuestos en las llanuras. La superposición de eyecciones de cráteres sobre partes de las llanuras intercráter en otras áreas indica que algunos cráteres grandes se formaron en una unidad de llanuras intercráter preexistente. Por otro lado, el material de las llanuras intercráter es parcialmente posterior a algunos de los principales eventos de craterización en Mercurio, según aparentes relaciones de superposición. [ 6 ] [ 7 ] En particular, la unidad parece superponerse a todo el lado noroeste de la Cuenca de Tolstoj, una característica que indica que las llanuras intercráter en esta región probablemente no representan los restos de la superficie primordial del planeta. Por lo tanto, se sugiere una historia compleja de formación contemporánea de cráteres y llanuras. Strom ofreció una discusión detallada sobre el origen de las llanuras intercráter en la Luna y Mercurio. [ 8 ]

En todo el cuadrángulo se encuentran zonas de llanuras menos craterizadas, más lisas y con menos ondulaciones, pero su identificación depende en gran medida de la resolución y la iluminación de las imágenes individuales de Mariner 10. Por lo tanto, dado que su distribución no se puede cartografiar con precisión, muchas de estas zonas se incluyen dentro del material de llanuras lisas. Ciertas zonas de estas llanuras intermedias, que eran claramente más rugosas y posiblemente más antiguas, se cartografiaron como material de llanuras intermedias. Estas zonas se encuentran principalmente en el fondo de cráteres antiguos y se distinguen por una densidad ligeramente mayor de cráteres pequeños y una menor incidencia de pequeños cráteres con halo brillante que las que se encuentran en el material de llanuras lisas. La presencia de llanuras con una rugosidad y densidad de cráteres intermedias entre las llanuras más antiguas y las llanuras posteriores a Caloris sugiere que la formación de llanuras fue un proceso más o menos continuo que abarcó gran parte de la historia geológica temprana de Mercurio.

Materiales de la cuenca

El impacto que produjo la cuenca de Tolstoj ocurrió muy temprano en la historia del cuadrilátero. Dos anillos irregulares y discontinuos de aproximadamente 356  km y 510  km de diámetro rodean la estructura, pero están poco desarrollados en sus lados norte y noreste; un tercer anillo parcial con un diámetro de 466  km se encuentra en su lado sureste. Manchas difusas de material de albedo oscuro se encuentran fuera del anillo más interno. La parte central de la cuenca está cubierta por material de llanuras lisas. Hapke y otros [ 9 ] han sugerido que los materiales de albedo oscuro asociados con los márgenes de la cuenca de Tolstoj son claramente más azules que el terreno circundante, mientras que las llanuras que llenan el interior son claramente más rojas.

A pesar de la gran antigüedad de Tolstoj y su encajonamiento por las antiguas llanuras intercráter, conserva una extensa y notablemente bien conservada capa de eyección con líneas radiales alrededor de dos tercios de su circunferencia. La eyección tiende a ser en bloques y presenta líneas débiles entre los anillos interior y exterior. Las líneas radiales con un ligero patrón en espiral se observan mejor en el lado suroeste de Tolstoj. El inusual patrón rectilíneo de la eyección sugiere: (1) el control del patrón de eyección por estructuras precuenca, (2) el enterramiento preferencial a lo largo de tendencias estructurales de una capa de eyección originalmente simétrica por el material de las llanuras intercráter, o (3) la formación de Tolstoj por un impacto oblicuo desde el noroeste que produjo una capa de eyección con simetría bilateral y poca o ninguna deposición en dirección norte. El análisis de la estereofotografía de la eyección de Tolstoj al noreste del cráter sugiere que este depósito se ha elevado a una mayor altura con respecto a las llanuras circundantes.

Grupo de calorías

La cuenca de Caloris es especialmente significativa desde un punto de vista estratigráfico. Al igual que las cuencas de Imbrium y Orientale en la Luna, está rodeada por una extensa y bien conservada capa de eyección. [ 5 ] [ 7 ] [ 10 ] Como en la Luna, donde la eyección de las cuencas mejor conservadas se utilizó para construir una estratigrafía, la eyección de la cuenca de Caloris también puede utilizarse como horizonte marcador . Esta eyección es reconocible a una distancia de aproximadamente un diámetro de cuenca en el cuadrángulo de Tolstoj y el cuadrángulo adyacente de Shakespeare al norte. Sin duda, la eyección también influye en gran parte del terreno aún no visto al oeste. McCauley ha realizado una comparación estratigráfica y estructural entre las cuencas de Orientale y Caloris. [ 11 ] McCauley y otros [ 12 ] han propuesto una estratigrafía de rocas formal para la cuenca de Caloris que hemos adoptado en el presente mapa. Esta estratigrafía se basa en la utilizada en la Cuenca Oriental de la Luna y sus alrededores [ 13 ] y debería facilitar la identificación futura de eventos pre y post-Caloris en una amplia extensión de la superficie de Mercurio. Las cronologías de degradación de cráteres, como la modificada a partir de Trask [ 12 ] , y las correlaciones entre unidades de llanuras basadas en 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, [ 14 ] la ideada para Mercurio es una estratigrafía de rocas más que de tiempo. 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 .

Materiales más jóvenes de las llanuras

El material de las llanuras del suelo de Caloris es un problema especial y no está incluido en el Grupo Caloris. Las llanuras tienen algunas características en común con la Formación Maunder en el suelo de Orientale en la Luna [ 11 ] [ 13 ] , pero no muestran las crestas radiales y circunferenciales características de Maunder que llevaron a su interpretación como una unidad de fondo de cuenca. Las llanuras del suelo de Caloris tienen un patrón de fractura más abierto y grueso que Maunder. Además, las crestas de Caloris y las fracturas que las cortan tienen un patrón romboidal tosco que llevó a Strom y otros [ 10 ] a concluir que los materiales de las llanuras se hundieron y luego se elevaron suavemente para producir las fracturas de tensión abiertas observadas. Las crestas en el suelo de Caloris carecen de las crestas crenuladas que son comunes en las crestas lunares. Independientemente del origen y la historia tectónica de estas llanuras, parece claro que representan un relleno de cuenca profunda que oculta el suelo original de la Cuenca Caloris.

La mayor extensión de material de llanuras lisas rodea la Cuenca Caloris —principalmente en Tir y Budh Planitiae— , pero también se encuentran parches más pequeños en los fondos de cráteres y otras depresiones topográficas dentro del terreno densamente craterizado en la parte sureste del cuadrilátero. Las llanuras se caracterizan por una densidad de cráteres relativamente baja y una abundancia de crestas arrugadas tipo mare ; las relaciones de superposición indican que las llanuras son más jóvenes que las unidades con mayor densidad de cráteres. Las llanuras también rodean la Formación Caloris y explican, en particular, el patrón del mapa esquelético de la Formación Van Eyck. La distribución ubicua de llanuras lisas en regiones topográficamente bajas apoya la hipótesis de que estos materiales se depositaron en un estado fluido o semifluido como eyecciones de cuenca o flujos volcánicos. Se cree que las llanuras son ligeramente más jóvenes, pero tienen la misma edad que los materiales de la Cuenca Caloris; [ 5 ] por lo tanto, partes de las llanuras son probablemente eyecciones de Caloris, ya sea fusión por impacto o flujos de detritos muy fluidos. No se han identificado cráteres secundarios evidentes de Caloris en las llanuras lisas. La presencia de grandes extensiones de llanuras lisas en el fondo de la cuenca de Tolstoj y en depresiones irregulares en el extremo sureste del mapa indica que al menos parte de estos materiales podrían ser volcánicos. [ 15 ] Sin embargo, la ausencia de frentes de flujo de lava inequívocos y chimeneas volcánicas bien definidas, como las de los mares lunares, impide llegar a una conclusión firme sobre su origen volcánico.

Pequeños parches de material de llanura muy liso aparecen en los fondos de muchos de los cráteres más jóvenes. Estos parches pueden consistir en material de caída y fusión por impacto relacionada con la formación de cráteres individuales y, por lo tanto, pueden no representar relleno volcánico de etapa tardía o modificación volcánica de los cráteres mercurianos más jóvenes. Schultz [ 15 ] sugirió diferencias de composición o modificación endógena como posibles causas de los contrastes de color entre las áreas del fondo, la pared y el borde de los cráteres de halo oscuro Zeami (129  km de diámetro), Tyagaraja (97  km de diámetro) y Balzac (67  km de diámetro). Los eyectos oscuros y las llanuras del fondo de estos cráteres son claramente más rojos que las llanuras circundantes, mientras que sus parches de fondo anómalamente brillantes, picos centrales y áreas de pared son claramente más azules. Ninguno de estos cráteres de halo oscuro tiene rayos brillantes asociados , aunque los cráteres secundarios están bien conservados. Las implicaciones compositivas de las diferencias de color contrastantes para los materiales de los cráteres mercurianos y las llanuras han sido discutidas por Hapke y otros. [ 9 ] Ahora se sabe que las áreas brillantes y azuladas de estos cráteres son huecos . [ 16 ]

Estructura

Los escarpes circumcuencales alrededor de Caloris, Tolstoj y Mozart son las características estructurales más prominentes en el cuadrángulo. Se cree que el escarpe principal de Caloris Montes se aproxima al borde de la cuenca de excavación de Caloris y es probablemente una contraparte estructural y estratigráfica del escarpe de Montes Rook alrededor de la Cuenca Orientale en la Luna. [ 11 ] Un escarpe exterior atenuado está presente alrededor de la mayor parte de la parte visible de Caloris, mejor visto en el cuadrángulo de Shakespeare al norte. Este escarpe coincide generalmente con la transición entre los macizos de la Formación Caloris Montes y las facies lineadas de la Formación Van Eyck. Los contornos aproximadamente rectilíneos de los macizos dentro de Caloris Montes sugieren un control estructural por un patrón de fractura precuenca. El escarpe exterior mucho más bajo y discontinuo se considera el equivalente débil del escarpe de Montes Cordillera alrededor de Orientale. Al igual que la Cordillera, probablemente se encuentra fuera del límite del cráter de excavación. Su escaso desarrollo y espaciamiento mucho más cerca del borde de la cuenca pueden deberse a la mayor gravedad mercuriana, como lo describen Gault y otros. [ 17 ] La Formación Van Eyck se caracteriza por un extenso sistema radial de crestas y valles con escarpes y lineamientos concéntricos menores. Estas características se consideran en su mayor parte como brechas y plumas deposicionales de cráteres secundarios dentro de Van Eyck; sin embargo, las crestas notablemente rectas y las paredes empinadas sugieren una formación por fracturación.

Solo una pequeña parte del sistema de crestas y fracturas que caracteriza el suelo de Caloris se encuentra dentro del cuadrilátero. Las crestas en el suelo de Caloris, que son similares a las de las llanuras lisas, no parecen ser tan complejas como las crestas de los mares lunares y están surcadas por numerosas grietas abiertas tipo foso . Esta área y su antípoda en el cuadrilátero Discovery son las únicas dos en Mercurio donde ahora se puede observar que las fuerzas de tensión han moldeado la superficie. [ 10 ]

La cuenca de Tolstoj está rodeada por partes de al menos tres escarpes irregulares y discontinuos orientados hacia el interior. Los materiales eyectados con estructura lineal se desarrollan mejor en las proximidades del escarpe exterior y más allá, mientras que los materiales en bloques se encuentran entre los escarpes interior y exterior. Estas relaciones son similares a las que se dan alrededor de Caloris, aunque Tolstoj tiene menos de la mitad de su tamaño y está mucho más erosionada por la formación de cráteres de impacto posteriores.

La nitidez del único borde escarpado de Mozart refleja la juventud (menor que la de las llanuras lisas) de este gran impacto. La posición de Mozart en el extremo oeste de los datos de imagen del Mariner 10 impide la visibilidad de su base y, por lo tanto, oculta cualquier evidencia de un posible levantamiento central o anillo estructural interno.

Las escarpas o crestas lobuladas, que se aprecian mejor en el material de las llanuras lisas y varían localmente en el material de las llanuras intercráter, suelen ser empinadas en un lado y con una ligera pendiente en el otro. Algunas, como las crestas de los mares lunares, parecen marcar los contornos de cráteres subyacentes. La mayoría de los investigadores, en particular Strom y otros, [ 10 ] Melosh, [ 18 ] y Melosh y Dzurisin, [ 19 ] han atribuido estas crestas a la compresión y un ligero acortamiento de la corteza de Mercurio tras la formación de la mayor parte de la superficie actual. Sin embargo, algunas crestas podrían representar frentes de flujo, pero sus alturas estimadas de varios cientos de metros requerirían su formación por lavas extraordinariamente viscosas.

Dentro del cuadrilátero se observan numerosos lineamientos tenues, especialmente en la zona comprendida entre la cuenca de Tolstoj y el gran cráter Zeami, al noreste. Muchos de estos lineamientos podrían ser cadenas de cráteres secundarios o surcos de erosión; otros podrían representar vestigios de un patrón estructural ancestral que influyó en la formación de los cráteres y la cuenca. Es posible que estos lineamientos se hayan visto realzados o preservados por el suave alabeo de esta región de eyección de Tolstoj, como se mencionó anteriormente. El lineamiento más grande, que marca el límite noroeste de la eyección de Tolstoj reconocible, es un escarpe poco pronunciado de unos 450  km de longitud. Es probable que a lo largo de la historia del planeta se haya producido una reactivación de fallas o fracturas anteriores mediante impactos posteriores. Por lo tanto, salvo en el caso de los escarpes compresivos lobulados, resulta difícil distinguir las estructuras de origen interno de las derivadas de la compleja historia de impactos de Mercurio. Sin embargo, las orientaciones azimutales de todos los lineamientos cartografiados dentro del cuadrilátero son predominantemente noroeste (315°) y noreste (35°–40°). También se observa una ligera tendencia, casi norte-sur. Esta situación recuerda a la denominada cuadrícula lunar en la Luna, que generalmente se atribuye a causas internas a nivel planetario.

Historia geológica

La historia geológica interpretable dentro del cuadrángulo de Tolstoj comienza con el período de formación de las llanuras intercráter, que persistió hasta poco después del impacto del asteroide que creó la cuenca de Tolstoj. Tras este evento, se produjo un período de bombardeo ligeramente menos intenso. A este período le siguió el impacto del asteroide que creó la cuenca de Caloris y los depósitos del Grupo Caloris. Si bien las llanuras intermedias se renovaron en el momento del impacto de Caloris, su formación se extendió desde el final del período de formación de las llanuras intercráter hasta el final de la formación de los cráteres c3. Aproximadamente al mismo tiempo que se formaban los últimos cráteres c3 y los primeros c4, se depositaba la superficie superior de las llanuras lisas y las llanuras del fondo de Caloris. Parte del material de las llanuras lisas y las llanuras del fondo de Caloris pudo haberse depositado durante o inmediatamente después del evento de Caloris.

Tras la formación de la mayor parte de las llanuras lisas, algunos cráteres c3 tardíos y todos los cráteres c4 y c5, incluido el gran cráter Mozart, se superpusieron a todos los depósitos anteriores. La historia geológica reconocible del cuadrángulo termina con estos eventos, probablemente hace varios miles de millones de años. Guest y O'Donnell [ 7 ] y Davies y otros [ 4 ] ofrecieron un resumen de la historia geológica generalizada de Mercurio.

Referencias

  1. ↑ Unión Astronómica Internacional, Comisión 16, 1977, Estudio físico de planetas y satélites, en Actas de la 16.ª Asamblea General de 1976, Transacciones de la Unión Astronómica Internacional, vol. 16B, págs. 325, 331-336, 355-362.
  2. ↑ Shiga, David (30 de enero de 2008). "Se encuentra una extraña cicatriz de araña en la superficie de Mercurio" . Servicio de noticias NewScientist.com.
  3. ↑ Para la ubicación de las características de albedo, véase Davies, ME; Dwornik, SE; Gault, DE; Strom, RG (1978). Atlas de Mercurio . Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio. pág. 15. ISBN  978-1-114-27448-8Publicación especial SP-423.
  4. 1 2 3 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.
  5. 1 2 3 Trask, NJ; Guest, JE (1975). "Mapa geológico preliminar del terreno de Mercurio". Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2461– 2477. doi : 10.1029/jb080i017p02461 .
  6. 1 2 Malin, MC (1976). "Observaciones de llanuras intercráter en Mercurio". Geophysical Research Letters . 3 (10): 581– 584. Bibcode : 1976GeoRL...3..581M . doi : 10.1029/GL003i010p00581 .
  7. 1 2 3 Guest, JE; O'Donnell, WP (1977). "Historia de la superficie de Mercurio: una revisión". Vistas in Astronomy . 20 (2): 273– 300. Bibcode : 1977VA.....20..273G . doi : 10.1016/0083-6656(77)90006-X .
  8. ↑ Strom, RG, 1977, Origen y edad relativa de las llanuras intercráter lunares y mercurianas: Física de la Tierra y los Interiores Planetarios , vol. 15, n.º 2–3, págs. 156–172.
  9. 1 2 Hapke, Bruce; Danielson, GE Jr; Klaasen, Kenneth; Wilson, Lionel (1975). "Observaciones fotométricas de Mercurio desde Mariner 10". Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2431– 2443. Bibcode : 1975JGR....80.2431H . doi : 10.1029/JB080i017p02431 .
  10. 1 2 3 4 Strom, RG; Trask, NJ; Guest, JE (1975). "Tectonismo y vulcanismo en Mercurio". Journal of Geophysical Research . 80 (17): 2478– 2507. doi : 10.1029/jb080i017p02478 .
  11. 1 2 3 McCauley, JF (1977). "Orientale y Caloris". Física de la Tierra y los Interiores Planetarios . 15 ( 2– 3): 220– 250. Bibcode : 1977PEPI...15..220M . doi : 10.1016/0031-9201(77)90033-4 .
  12. 1 2 McCauley, JF; Guest, JE; Schaber, GG; Trask, NJ; Greeley, Ronald (1980). "Estratigrafía de la cuenca Caloris, Mercurio". Icarus . 47 (2): 184– 202. Bibcode : 1981Icar...47..184M . doi : 10.1016/0019-1035(81)90166-4 .
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  15. 1 2 Schultz, PH, 1977, Modificación endógena de cráteres de impacto en Mercurio: Física de la Tierra y los Interiores Planetarios, vol. 15, n.º 2–3, págs. 202–219.
  16. ↑ Blewett, DT, Ernst, CM, Murchie, SL y Vilas, F., 2018. Los valles de Mercurio. En Mercurio: La visión después de MESSENGER , editado por Sean C. Solomon, Larry R. Nittler y Brian J. Anderson. Cambridge Planetary Science. Capítulo 12.
  17. ↑ 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 .
  18. ↑ Melosh, HJ, 1977, Tectónica global de un planeta sin rotación: Ícaro, vol. 31, págs. 221–243.
  19. ↑ Melosh, HJ y Dzurisin, Daniel, 1978, Tectónica global mercuriana: ¿Una consecuencia de la desrotación mareal?: Icarus, vol. 35, págs. 227-236.

Fuentes

  • Schaber, Gerald G.; John F. McCauley (1980). "Mapa geológico del cuadrángulo de Tolstoj (H-8) 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-1199 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).
  • Mapas del cuadrángulo de Tolstói