Меркурій | Енциклопедія Сучасної України
Beta-версія

Меркурій


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 т-ра 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 пов’язують 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 т-ра 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 пов’язано з водяним льодом у приповерхн. шарі. У подальших радіолокац. експериментах в амер. обсерваторії Аресібо (Пуерто-Рико) та Центрі далекого косміч. зв’язку 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 т-ра не перевищує 168 К. Окрім водяного льоду, підвищене радіовідбиття мають і деякі кам’янисті 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.?

Літ.: Жарков В. Н., Трубицын В. П. Физика планетных недр. Москва, 1980; Бурба Г. А. Номенклатура деталей рельефа Меркурия. Москва, 1982; Відь­маченко А. П. Загадковий Меркурій вивчають космічні апарати // Астроном. календар. 2008. К., 2007; Відьмаченко А. П., Мороженко О. В. Магнітні поля планет, супутників та астероїдів // Астроном. календар. 2013. К., 2012; Вони ж. Фізичні характеристики поверхонь планети земного типу, карликових і малих планет та їх супутників за даними дистанційних досліджень. К., 2014.

Статтю оновлено: 2018