Powierzchnia Merkurego w skrócie przypomina Księżyc. Rozległe równiny i wiele kraterów wskazują, że aktywność geologiczna na planecie ustała miliardy lat temu.
Wzór powierzchni
Powierzchnia Merkurego (zdjęcie w dalszej części artykułu), zrobione przez sondy "Mariner-10" i "Messenger", zewnętrznie wyglądała jak księżyc. Planeta jest w dużej mierze usiana kraterami o różnych rozmiarach. Najmniejsze widoczne na najbardziej szczegółowych fotografiach Marynarza mają kilkaset metrów średnicy. Przestrzeń pomiędzy dużymi kraterami jest stosunkowo płaska i składa się z równin. Jest podobny do powierzchni księżyca, ale zajmuje znacznie więcej miejsca. Podobne regiony otaczają najbardziej znaczącą strukturę uderzeniową Merkurego, powstałą w wyniku zderzenia, Basen Równiny Zhara (Caloris Planitia). Podczas spotkania z Mariner 10, tylko połowa z nich była oświetlona i została całkowicie otwarta przez Messengera podczas pierwszego przelotu planety w styczniu 2008 roku.
Kratery
Najczęstszymi formami terenu na planecie są kratery. Zajmują dużą powierzchnię. Rtęć. Planeta (na zdjęciu poniżej) na pierwszy rzut oka wygląda jak Księżyc, ale po bliższym przyjrzeniu się ujawniają interesujące różnice.
Grawitacja Merkurego jest ponad dwukrotnie większa od grawitacji Księżyca, częściowo z powodu dużej gęstości jego ogromnego jądra z żelaza i siarki. Silna grawitacja ma tendencję do utrzymywania materiału wyrzuconego z krateru w pobliżu miejsca uderzenia. W porównaniu z Księżycem spadł on tylko na 65% odległości księżycowej. Może to być jeden z czynników, które przyczyniły się do powstania na planecie wtórnych kraterów, powstałych pod wpływem wyrzuconej materii, w przeciwieństwie do pierwotnych, które powstały bezpośrednio w wyniku zderzenia z asteroidą lub kometą. Większa grawitacja oznacza, że złożone kształty i struktury charakterystyczne dla dużych kraterów – centralne szczyty, strome zbocza i płaska podstawa – są obserwowane na Merkurym w mniejszych kraterach (minimalna średnica około 10 km) niż na Księżycu (około 19 km). Struktury mniejsze niż te wymiary mają proste kontury przypominające miseczki. Kratery na Merkurym różnią się od tych na Marsie, chociaż obie planety mają porównywalną grawitację. Świeże kratery na pierwszym są zwykle głębsze niż porównywalne formacje na drugim. Może to być spowodowane niską zawartością materii lotnej w skorupie Merkurego lub większymi prędkościami uderzenia (ponieważ prędkość obiektu na orbicie Słońca wzrasta w miarę zbliżania się do Słońca).
Kratery o średnicy większej niż 100 km zaczynają zbliżać się do charakterystycznego dla nich owalnego kształtuduże formacje. Struktury te - baseny policykliczne - mają rozmiar 300 km lub więcej i są wynikiem najpotężniejszych zderzeń. Kilkadziesiąt z nich znaleziono na sfotografowanej części planety. Obrazy z Messengera i wysokościomierz laserowy w dużym stopniu przyczyniły się do zrozumienia tych szczątkowych blizn po wczesnych bombardowaniach Merkurego przez asteroidy.
Zhara Plain
Ta struktura uderzeniowa rozciąga się na 1550 km. Kiedy po raz pierwszy został odkryty przez Mariner 10, uważano, że jego rozmiar jest znacznie mniejszy. Wnętrze obiektu to gładkie równiny pokryte zagiętymi i połamanymi koncentrycznymi okręgami. Największe pasma rozciągają się na kilkaset kilometrów długości, około 3 km szerokości i mniej niż 300 metrów wysokości. Ponad 200 pęknięć, porównywalnych wielkością do krawędzi, wychodzi ze środka równiny; wiele z nich to zagłębienia ograniczone bruzdami (grabens). Tam, gdzie graben przecinają się z grzbietami, mają tendencję do przechodzenia przez nie, co wskazuje na ich późniejszą formację.
Typy powierzchni
Równina Zhara jest otoczona dwoma rodzajami terenu - jej krawędzią i rzeźbą terenu uformowaną przez odrzucone skały. Krawędź to pierścień nieregularnych bloków górskich o wysokości 3 km, które są najwyższymi górami na świecie, ze stosunkowo stromymi zboczami w kierunku centrum. Drugi, znacznie mniejszy pierścień jest oddalony o 100-150 km od pierwszego. Za zewnętrznymi skarpami znajduje się strefa liniowapromieniste grzbiety i doliny, częściowo wypełnione równinami, z których część usiana jest licznymi pagórkami i kilkusetmetrowymi wzgórzami. Pochodzenie formacji tworzących szerokie kręgi wokół dorzecza Zhary jest kontrowersyjne. Niektóre równiny na Księżycu powstały głównie w wyniku interakcji wyrzutów z już istniejącą topografią powierzchni i może to dotyczyć również Merkurego. Ale wyniki Messengera sugerują, że aktywność wulkaniczna odegrała znaczącą rolę w ich powstawaniu. Nie tylko jest niewiele kraterów w porównaniu do basenu Zhara, co wskazuje na długi okres formowania się równin, ale mają też inne cechy wyraźniej związane z wulkanizmem niż te, które można zobaczyć na zdjęciach Mariner 10. Krytyczne dowody na wulkanizm pochodzą z obrazów Messengera przedstawiających kominy wulkaniczne, z których wiele znajduje się wzdłuż zewnętrznej krawędzi Równiny Zhara.
Krater Radithlady
Caloris to jedna z najmłodszych dużych równin policyklicznych, przynajmniej w zbadanej części Merkurego. Prawdopodobnie powstała w tym samym czasie, co ostatnia gigantyczna struktura na Księżycu, około 3,9 miliarda lat temu. Zdjęcia z Messengera ujawniły inny, znacznie mniejszy krater uderzeniowy z widocznym pierścieniem wewnętrznym, który mógł powstać znacznie później, zwanym Basenem Raditlady.
Dziwne antypody
Po drugiej stronie planety, dokładnie 180° naprzeciw Równiny Zhara, znajduje siękawałek dziwnie zniekształconego terenu. Naukowcy interpretują ten fakt, mówiąc o ich jednoczesnym powstawaniu poprzez skupianie fal sejsmicznych z wydarzeń, które wpłynęły na antypodową powierzchnię Merkurego. Pagórkowaty i liniowany teren to rozległa strefa wyżyn, które są pagórkowatymi wielokątami o szerokości 5-10 km i wysokości do 1,5 km. Istniejące wcześniej kratery zostały w wyniku procesów sejsmicznych zamienione we wzniesienia i pęknięcia, w wyniku których powstała ta rzeźba terenu. Część z nich miała płaskie dno, ale potem zmienił się ich kształt, co wskazuje na ich późniejsze wypełnienie.
Równiny
Równina to stosunkowo płaska lub delikatnie pofałdowana powierzchnia Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa, która znajduje się wszędzie na tych planetach. Jest to „płótno”, na którym rozwinął się krajobraz. Równiny są dowodem na proces rozbijania nierównego terenu i tworzenia spłaszczonej przestrzeni.
Istnieją co najmniej trzy sposoby „polerowania”, które prawdopodobnie spłaszczyły powierzchnię Merkurego.
Jeden ze sposobów - podwyższenie temperatury - zmniejsza wytrzymałość kory i jej zdolność do utrzymywania wysokiej ulgi. Przez miliony lat góry „topią się”, dno kraterów podniesie się, a powierzchnia Merkurego się wyrówna.
Druga metoda polega na przemieszczaniu się skał w kierunku niższych obszarów terenu pod wpływem grawitacji. Z biegiem czasu skała gromadzi się na nizinach i wypełnia wyższe poziomywraz ze wzrostem objętości. tak zachowuje się lawa wypływająca z wnętrzności planety.
Trzeci sposób polega na uderzeniu z góry fragmentów skał na powierzchni Merkurego, co ostatecznie prowadzi do wyrównania nierówności terenu. Wyrzuty krateru i popiół wulkaniczny to przykłady tego mechanizmu.
Aktywność wulkaniczna
Niektóre dowody przemawiające na korzyść hipotezy o wpływie aktywności wulkanicznej na powstawanie wielu równin otaczających dorzecze Zhary zostały już przedstawione. Inne stosunkowo młode równiny na Merkurym, szczególnie widoczne w regionach oświetlonych pod małymi kątami podczas pierwszego przelotu Posłańca, wykazują charakterystyczne cechy wulkanizmu. Na przykład kilka starych kraterów zostało wypełnionych po brzegi strumieniami lawy, podobnymi do tych samych formacji na Księżycu i Marsie. Jednak rozległe równiny na Merkurym są trudniejsze do oceny. Ponieważ są starsze, jasne jest, że wulkany i inne formacje wulkaniczne mogły erodować lub w inny sposób zapadać się, co utrudnia ich wytłumaczenie. Zrozumienie tych starych równin jest ważne, ponieważ prawdopodobnie są one odpowiedzialne za zniknięcie większej liczby kraterów o średnicy 10–30 km w porównaniu z Księżycem.
skarpy
Setki postrzępionych półek to najważniejsze formy terenu Merkurego, które pozwalają nam zorientować się w wewnętrznej strukturze planety. Długość tych skał waha się od kilkudziesięciu do ponad tysięcy kilometrów, a wysokość od 100 m do 3 km. Jeślipatrząc z góry, ich krawędzie wydają się zaokrąglone lub postrzępione. Oczywiste jest, że jest to wynikiem tworzenia się pęknięć, gdy część gleby unosiła się i leżała na otaczającym obszarze. Na Ziemi struktury takie mają ograniczoną objętość i powstają w wyniku lokalnej kompresji poziomej w skorupie ziemskiej. Jednak cała badana powierzchnia Merkurego pokryta jest skarpami, co oznacza, że skorupa planety w przeszłości uległa zmniejszeniu. Z liczby i geometrii skarp wynika, że średnica planety zmniejszyła się o 3 km.
Co więcej, kurczenie się musiało trwać do stosunkowo niedawna w historii geologicznej, ponieważ niektóre skarpy zmieniły kształt dobrze zachowanych (a zatem stosunkowo młodych) kraterów uderzeniowych. Spowolnienie początkowo dużej prędkości obrotu planety przez siły pływowe spowodowało kompresję na równikowych szerokościach geograficznych Merkurego. Globalnie rozmieszczone skarpy sugerują jednak inne wytłumaczenie: późne ochłodzenie płaszcza, prawdopodobnie połączone z zakrzepnięciem części niegdyś całkowicie stopionego rdzenia, doprowadziło do ściskania rdzenia i deformacji zimnej skorupy. Zmniejszenie rozmiarów Merkurego w miarę ochładzania się jego płaszcza powinno doprowadzić do powstania większej liczby struktur podłużnych, niż można zaobserwować, co sugeruje, że proces kurczenia się nie jest zakończony.
Powierzchnia rtęci: z czego jest zrobiona?
Naukowcy próbowali ustalić skład planety, badając światło słoneczne odbite od różnych jej części. Jedną z różnic między Merkurym a Księżycem, poza tym, że ten pierwszy jest nieco ciemniejszy, jest to, że widmojego jasność powierzchniowa jest mniejsza. Na przykład morza ziemskiego satelity – gładkie przestrzenie widoczne gołym okiem jako duże ciemne plamy – są znacznie ciemniejsze niż wyżyny usiane kraterami, a równiny Merkurego są tylko nieznacznie ciemniejsze. Różnice kolorów na planecie są mniej wyraźne, chociaż zdjęcia z Messengera wykonane za pomocą zestawu kolorowych filtrów pokazały małe, bardzo kolorowe obszary związane z otworami wentylacyjnymi wulkanów. Te cechy, plus stosunkowo niepozorne widmo odbitego światła słonecznego w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni, sugerują, że powierzchnia Merkurego składa się z ubogich w żelazo i tytan minerałów krzemianowych o ciemniejszym kolorze niż morza księżycowe. W szczególności, skały planety mogą być ubogie w tlenki żelaza (FeO), co prowadzi do założenia, że powstały one w znacznie bardziej redukujących warunkach (tj. przy braku tlenu) niż inni członkowie Ziemi.
Problemy badań na odległość
Bardzo trudno jest określić skład planety za pomocą teledetekcji światła słonecznego i widma promieniowania cieplnego, które odbija powierzchnię Merkurego. Planeta mocno się nagrzewa, co zmienia właściwości optyczne cząstek mineralnych i komplikuje bezpośrednią interpretację. Jednak Messenger był wyposażony w kilka przyrządów, których nie było na pokładzie Marinera 10, które bezpośrednio mierzyły skład chemiczny i mineralny. Instrumenty te wymagały długiego okresu obserwacji, podczas gdy statek pozostawał blisko Merkurego, więc konkretne wyniki po pierwszych trzechNie było krótkich lotów. Dopiero podczas misji orbitalnej Posłańca pojawiła się wystarczająca ilość nowych informacji o składzie powierzchni planety.
