Меркурій

МЕРКУ́РІЙ — най­ближча до Сонця планета Сонячної системи. Небесно-мех. характеристики М.: велика пів­вісь 0,466 астроном. одиниць, екс­центриситет 0,20563, сидерич. період 87,96934 земних діб, синодич. період 115,9 земних діб, період оберта­н­ня навколо осі 58,6462 земних діб, кут нахилу площини орбіти й екліп­тики 7,004°, екватора та орбіти ≈ 0,01°, екваторіал. радіус 2439 км, стисне­н­ня від­сутнє, маса 0,0592 маси Землі, густина 5,427 г/см³, сила тяжі­н­ня на екваторі 370,1 см/сек.², зоряна величина V = -2,2 m. Період оберта­н­ня навколо осі пере­буває в резонансі з періодом оберта­н­ня планети навколо Сонця і дорівнює 2/3 остан­нього. Тому за 1 меркуріан. рік він встигає повернутися навколо своєї осі на 1,5 оберти; якщо в момент проходже­н­ня М. перигелію певна точка його поверх­ні обернена точно до Сонця, то при на­ступ. проходжен­ні перигелію до Сонця буде повернена протилежна точка його поверх­ні; ще через 1 меркуріан. рік Сонце знову повернеться в зеніт над першою точкою. У результаті такого руху на планеті виділяють т. зв. гарячі довготи — 2 протилеж. меридіани, що почергово повернені до Сонця під час проходже­н­ня М. точки перигелію та на яких через це буває особливо гаряче, навіть за меркуріан. мірками. Найгарячішою є т. зв. Долина Калоріс (Спеки). Загалом температура поверх­ні М. міняється від 90 до 770 К при серед. значен­ні 440 К. Комбінація рухів планети породжує ще одне унікал. явище. Оскільки швидкість оберта­н­ня планети навколо осі майже стала, а швидкість орбітал. руху через знач. екс­центриситет по­стійно змінюється, то на ділянці орбіти по­близу перигелію протягом при­близно 8 діб швидкість орбітал. руху пере­вищує швидкість обертал. руху. В результаті цього Сонце на небі М. спочатку зупиняється, потім починає рухатися у зворот. напрямку — із Зх. на Сх. Цей ефект іноді називають ефектом Ісуса Навина за іменем біблій. героя, який вмів зупиняти рух Сонця. Тому для спо­стерігача на довготах, від­далених на 90° від гарячих довгот, Сонце сходить (або заходить) двічі. Спектрал. від­бивна здатність інтеграл. диска М. найкраще нагадує місячні моря. Через малий кутовий роз­мір (діаметр для назем. спо­стерігача міняється від 5 до 13 кутових сек.) і можливість спо­стерігати лише низько над горизонтом навіть у місці з високою якістю зображе­н­ня на диску М. реєстрували лише найбільші за роз­міром альбедні деталі. На­прикінці 19 ст. італ. астроном Дж.-В. Скіапарелі склав першу карту роз­ташува­н­ня деталей на диску, яку на поч. 20 ст. уточнили П. Лоуелл та Е. Антоніаді. Дж.-В. Скіапарелі за­пропонував називати їх іменами з грец. та рим. міфологій і записувати латин. мовою, це покладено в основу номенклатури назв, що затверджена 16-ю асамблеєю Між­нар. астроном. союзу (1976). Після отрима­н­ня з косміч. апарата «Маринер-10» зображень, що вказали на подіб­ність структури поверх­ні М. і Місяця, у складі Між­нар. астроном. союзу створили робочу групу з на­да­н­ня назв кратерам. Було узгоджено, що великим кратерам (роз­мір яких, за­звичай, понад 100 км) будуть присвоювати імена ви­знач. діячів з гуманітар. і мист. галузей; ви­ступам — імена дослідн. суден; долинам — радіообсерваторій; рівнин. р-нам — імена богів, що в міфології різних народів ві­ді­гравали таку ж роль, як Меркурій у римлян, та назву планети різними мовами. На честь дослідників М. може бути на­звано не більше 6-ти частин кратерів. Зга­дані вище зображе­н­ня поверх­ні М. спонукали науковців висловити думку про подібність процесів формува­н­ня поверхн. шарів М. і Місяця. Особливо актуальною вона стала після виявле­н­ня на М. роз­ломів, вулканіч. кратерів і без­лічі невеликих кратерів у Долині Спеки — одному з наймолодших басейнів на планетах Соняч. системи. Припускають, що Долина Спеки, як і багато ін. ділянок М., має складну геол. історію: вулканічні кратери майже удвічі менші за вулканічні утворе­н­ня на ін. планетах; на ядро припадає понад 70 % маси планети, що удвічі більше за ін. планети; аналіз даних косміч. апарата «Мес­сенджер» з орбіти планети показав, що значна частина магніт. поля М. виходить не із самого ядра, а з його зовн. шарів і посилюється при на­ближен­ні до поверх­ні. Поперед. аналіз отриманих даних свідчить, що нині формува­н­ня М. практично завершене.

Коли планета була ро­зі­гріта, то вона мала роз­міри майже на 30 % більші, а при охолоджен­ні стиснулася під дією влас. гравітації. Дані косміч. апарата «Мес­сенджер» показують, що на раніше не досліджуваній пів­кулі кратерів менше, а значну її частину за­ймають рівнини, залиті лавою, тому мас­штаби вулканіч. активності раніше істотно недооцінювали. Знімки з косміч. апарата показали, що багато великих кратерів на М. всередині доволі плоскі. Більше 2/3 ви­вченої поверх­ні планети сформувалося дуже давно, бл. 4 млрд р. тому, і вона вкрита великою кількістю кратерів. Гірське кільце, що оточує западину Долини Спеки, під­німається над її дном на 2 км. Виникнен­ню западини на ран­ньому етапі геол. історії М. мало пере­дувати зі­ткне­н­ня планети з великим небес. тілом діаметром не менше 100 км. Удар стався бл. 3,8 млрд р. тому, спричинивши тимчас. по­жвавле­н­ня вулканіч. діяльності, що майже припинилася за 100 млн р. до того. Вулканізм згладив поверх­ню всередині та навколо западини, рівнина утворилася через витік лави з надр планети після зі­ткне­н­ня. Діаметр рівнини — 1300 км — складає майже чверть діаметра планети (Океан Бур на Місяці — 1800 км). Удар був такий сильний, що сейсмічні хвилі про­йшли всю планету та сфокусувалися у протилеж. точці поверх­ні, утворивши там посічений «хаотичний» ландшафт. На ін. боці планети, нав­проти западини, де знаходиться Долина Спеки, є ще одне унікал. утворе­н­ня — горбисто-лінійчата місцевість. На ній містяться числен­ні великі горби 5–10 км у діаметрі та до 1–2 км зав­вишки, пере­січені кількома прямоліній. долинами, утвореними, очевидно, за лініями роз­ломів кори планети. На М. є гори (вис. — до 6 км) і западини (глиб. — до 3 км). Виявлені й досить не­звичні деталі рельєфу — ескарпи, що є ви­ступами від кількох сотень метрів до 3 км у висоту і роз­діляють 2 р-ни поверхн. шару. Припускають, що вони утворилися при стискуван­ні кори планети в процесі охолодже­н­ня, коли поверх­ня М. зменшилася на ~ 30 %. Числен­ні знімки з косміч. апарата «Мес­сенджер» показують, що ескарпи подекуди пере­тинають стінки кратерів і тягнуться на сотні (а то й на тисячі) кілометрів, роз­діляючи подібні в геол. плані місцевості. Зовн. ви­гляд удар. структур на поверх­ні М. різноманітний. Так, зображе­н­ня дна не­звичай. удар. бас. Рем­брандт (роз­мір > 700 км, вік дещо < 4 млрд р.) у багатьох ділянках спектра вказали на незвично високий вміст заліза та титану. Це свідчить, що певна кількість викинутої при ударі речовини не була закрита пізнішими потоками лави і, ймовірно, збереглася ще з часу формування М. Аналіз отриманих з косміч. апарата «Мессенджер» даних підтверджує наявність вулканіч. кратерів на поверхні М. та вказує на недавню (а може, й сучасну) вулканічну активність на планеті. З вулканами повʼязують і вперше виявлене з цього косміч. апарата утворення, назване «павук». Він складається з понад 100 відгалужень, що розходяться радіально від центр. кратера, плоске дно якого залите лавою. Таких «павуків» знайдено понад 50, їхній діаметр переважно складає бл. 40 км. На відміну від Місяця й Марса, поверхня М. є більш однорідно старою та дуже кратерованою, є й велика кількість значно молодших рівнин вулканіч. походження, що знаходяться між гігант. удар. кратерами.

Під час прольотів косміч. апарата «Маринер-10» повз М. 29 березня і 21 вересня 1974 зареєстровано магнітне поле напруженістю 98 і 400 нТ. За результатами сферич. гармоніч. аналізу ви­значено магніт. момент диполя 5 ∙ 10²² Гс∙см³, нахил його осі до осі оберта­н­ня 10° і напрямок, що спів­падає з земним диполем. Таким чином, напруженість магніт. поля становить ≈ 1 % від наявного побл. поверх­ні Землі. Отже, воно досить сильне, щоб змінювати напрямок руху соняч. вітру навколо планети, створюючи магніто­­сферу. Магнітне поле М., можливо, утворюється в результаті ефекту динамо, що є наслідком циркуляції рідкого ядра планети. За допомогою косміч. апарата «Мес­сенджер» виявлено, що центр поля зміщений майже на 500 км пів­нічніше від осі оберта­н­ня М. Через цю асиметрію пд. полюс М. менш захищений і під­дається набагато більшому опромінен­ню агресив. соняч. частинками, ніж пн. 2015 оцінено нижню межу серед. віку магніт. поля М. в 3,7–3,9 млрд р. Пошук слідів атмо­сфери на М. проводили різними методами (спектро­скопія, проходже­н­ня М. по диску Сонця, поляриметрія), але отримували суперечливі результати щодо її потужності та складу. Так, під час прольоту повз планету косміч. апарата «Маринер-10» у січні 1974 дані ультрафіолет. спектрофотометрії вказали на дуже роз­ріджену атмо­сферу з тиском менше 2∙10^–12 бар. По суті, це т. зв. екзо­сфера, тобто, на­стільки роз­ріджене середовище, складові якого швидше зіштовхнуться з поверхн. шаром, ніж між собою. Вважається, що її утворюють атоми, захоплені з соняч. вітру чи вибиті з поверхн. шару соняч. вітром і мікрометеоритами, час життя яких складає бл. 200 діб. Водень і гелій поповнюються, принаймні, частково, потоком гарячого іонізов. газу, що випускає Сонце, — т. зв. соняч. вітром. Частина водню та кисню може також кількісно зро­стати за рахунок крижаних ядер комет і метеоритів, що падають на М. Від­соток натрію, калію і частково кисню, най­імовірніше, збільшується в процесі їх вибива­н­ня з поверх­ні планети. Нині допускають такий склад атмо­сфери: калій (31,7 %), натрій (24,9 %), атомар. кисень (9,5 %), аргон (7 %), гелій (5,9 %), молекуляр. кисень (5,6 %), азот (5,2 %), діоксин вуглецю (3,6 %), вода (3,4 %), водень (3,2 %). Не виключено, що потужність атмо­­сфери змінюється в часі, вона може епізодично утворюватися та зникати, можливими причинами чого можуть бути випаровува­н­ня матеріалів поверхн. шару на освітленому боці планети, фото­електрон­на емісія з поверхн. шару, захопле­н­ня магніт. полем протонів соняч. вітру. Спо­стереже­н­ня з ультрафіолет. спектрометром під час маневрів косміч. апарата «Мес­сенджер» у січні й жовтні 2008 виявили в екзо­сфері водень, натрій і кальцій та встановили асиметрію їхньої кількості: щільність натрію та водню в пн. і пд. пів­кулях істотно різниться. Це зумовлено тим, що завдяки високій т-рі та слабкій силі тяжі­н­ня планети, з одного боку, та великому тиску світла й соняч. вітру, з іншого, екзо­сфера витягується у хвіст, спрямований у протилеж. від Сонця бік, а тому наявність цих частинок прослідковується щонайменше до 40 тис. км. Вимірюва­н­ня в радіодіапазоні показали, що на невеликій глибині температура ґрунту протягом доби не міняється, що свідчить про високі теплоізоляц. властивості поверхн. шару. За високих ден­них т-р було б абсурдним припускати існува­н­ня льоду на М., але радіолокац. спо­стереже­н­ня 1992 побл. пн. і пд. полюсів виявили ділянки з високою від­бив. здатністю, що повʼязано з водяним льодом у приповерхн. шарі. У подальших радіолокац. екс­периментах в амер. обсерваторії Аресібо (Пуерто-Рико) та Центрі далекого косміч. звʼязку НАСА у Голдстоуні (шт. Каліфорнія, США) виявлено бл. 20 округлих плям у кілька десятків кілометрів у поперечнику з під­вищеною від­бив. здатністю. Вважають, що лід там може зберігатися на дні кратерів, потрапляючи на поверх­ню М. під час ударів крижаних комет. ядер. При цьому вода випаровується й поширюється планетою, доки не замерзне в поляр. зонах на дні глибоких кратерів, куди через їх близьке роз­ташува­н­ня до полюсів планети сонячне промі­н­ня потрапляє лише інколи або й взагалі не ді­стається, де крига може зберігатися як завгодно довго. Роз­рахунки показали, що в западинах по­стійно затінених кратерів на полюсах М. може бути доволі холодно (95 К), аби крига могла там зберігатися тривалий час. Навіть на рівнин. ділянках біля полюсів роз­рахунк. денна температура не пере­вищує 168 К. Окрім водяного льоду, під­вищене радіовід­би­т­тя мають і деякі камʼянисті гірські породи, що містять хім. сполуки металів із сіркою, та конденсати металів (напр., іони натрію), що осіли через по­стійне бомбардува­н­ня М. частинками соняч. вітру. Проте одразу ж виникає пита­н­ня, чому ділянки із сильним від­би­т­тям радіосигналу є лише в поляр. зонах М.?

Завантажити статтю