Меркурий - планета земной группы

Действительно, морфология кратеров близка к лунной, их ударное происхождение не вызывает сомнений: у большинства видны следы выбросов раздробленного при ударе материала с образованием в ряде случаев характерных ярких лучей и поле вторичных кратеров. У многих кратеров различима центральная горка и террасная структура внутреннего склона. Интересно, что такими особенностями обладают не только практически все крупные кратеры диаметром свыше 40-70 км, но и значительно большее число кратеров меньших размеров, в пределах 5-70 км. Эти особенности можно отвести как на счет большей кинетической энергии тел, выпадавших на поверхность, так и на счёт самого материала поверхности.

Степень эрозии и сглаживание кратеров различна. Например, хорошо заметные лучевые структуры говорят о том, что она невелика, в то же время у ряда кратеров сохранились едва заметные кромки. В целом меркурианские кратеры по сравнению с лунными менее глубокие, что также можно объяснить большей кинетической энергией метеоритов из-за большего, чем на Луне ускорения силы тяжести на Меркурии. Поэтому образующий при ударе кратер эффективнее заполняется выбрасываемым материалом. По этой же причине вторичные кратеры расположены ближе к центральному, чем на Луне, и отложения раздробленного материала в меньшей степени маскируют первичные формы рельефа. Сами вторичные кратеры глубже лунных, что опять же объясняется тем, что выпадающие на поверхность осколки испытывают большее ускорение силы тяжести.

Так же, как и на Луне, можно в зависимости от рельефа выделить преобладающие неровные “материковые” и значительно более гладкие “морские” районы. Последние преимущественно представляют собой котловины, которых, однако, существенно меньше, чем на Луне, их размеры обычно не превышают     400-600 км. К тому же, некоторые котловины слабо различимы на фоне окружающего рельефа. Исключение составляет обширная котловина Канорис (Море Жары) протяжённостью около 1300 км, напоминающая известное Море Дождей на Луне. Возможно, что имеются и другие подобные котловины на оставшейся пока неотснятой большей части поверхности планеты. Морфология обрамляющих валов, поля вторичных кратеров, структура поверхности внутри котловины Канорис дают основания предполагать, что при ее формировании было выброшено больше материала, чем при образовании Моря Дождей, и что в дальнейшем могли последовательно происходить процессы дополнительного проседания и поднятия дна, связанные с возможным оттоком магмы и изостатическим выравниванием.

В преобладающей материковой части поверхности Меркурия можно выделить как сильно кратеризированные районы, с наибольшей степенью деградации кратеров, так и занимающие обширные территории старые межкратерные плоскогорья, свидетельствующие о широко развитом древнем вулканизме. Это наиболее древние сохранившиеся формы рельефа планеты. Равнинные районы морей и примыкающих к ним участков сформировались в более позднюю эпоху. Об этом можно судить по слабой насыщенности равнин относительно небольших размеров. Выровненные поверхности котловин, очевидно, покрыты наиболее толстым слоем раздробленных пород – реголита. Наряду с небольшим числом кратеров здесь встречаются складчатые гребки, напоминающие лунные. Некоторые из примыкающих к котловинам равнинных участков, вероятно образовались при отложений выброшенного из них материала. Вместе с тем для большинства равнин найдены вполне определенные свидетельства их вулканического происхождения, однако это вулканизм более позднего времени, чем на межкратерных плоскогорьях. Создается впечатление, что по своей морфологии и возрасту эти райны Меркурия примерно аналогичны районам лунных морей и равнинных поверхностей Марса, образование которых обычно датируется периодом на рубеже около 3-4 млрд. лет назад. К этому периоду относят завершение этапа наилее интенсивной бомбардировки планет крупными телами, в результате чего и образовались “моря” и другие крупные, иногда менее четко проявляющиеся кратеры.

Если теперь сопоставить количество больших котловин и кратеров диаметром более 200 км на Меркурии, Луне и Марсе, то оказывается, что их плотность приблизительно обратно пропорциональна площади поверхностей этих небесных тел, в то время как их поперечники отличаются всего вдвое. Отсюда следует, что число метеоритов в областях пространства, занимаемого этими планетами, могло быть примерно одинаковым. Понять это не так просто, как может показаться на первый взгляд. Ведь обычно исходят из представлений о том, что основным регуляторным источником метеоритов, “поставляемых” во внутренние области солнечной системы, служит астероидный пояс, а планеты находятся от него на разных расстояниях. Однако если принять во внимание, что помимо этого основного источника могут быть и другие подобные скопления астероидных тел за орбитой Плутона, также выполняющие функции “поставщиков” метеоритов, различие в расположении ближайших к Солнцу планет становится несущественным. Такое предположение кажется более вероятным, нежели приходящие на помощь в подобных случаях разнообразные “катастрофические” гипотезы. Известным американским ученым Г. Везеримом для объяснения наблюдаемых закономерностей была предложена гипотеза о катастрофическом разрушении астероида под действием приливных сил при его прохождении вблизи Земли и Венеры и последующего выпадания осколков. Осколки могли бы тогда распределиться в пределах области расположения планет земной группы приблизительно равномерно. При всей внешней привлекательности такого сценария следует вспомнить философско-методологический принцип, согласно которому не надо изобретать сущности сверх необходимых. Другими словами, не надо привлекать экзотических объяснений, если можно ограничиться более простыми. Анализируя основные черты поверхности Меркурия, обращают внимание как на многие сходства, так и на существенные различия с Луной. Внимательное изучение обнаруживает еще одну интереснейшую особенность, проливающую свет на историю формирования планеты. Речь идет о характерных следах тектонической активности в глобальном масштабе в виде специфических крутых уступов, или откосов-эскарпов. Эскарпы имеют протяженность от 20-500 км и высоту склонов от нескольких сотен метров до 1-2 км. По своей морфологии и геометрии расположения на поверхности они отличаются от обычных тектонических разрывов и сбросов, наблюдаемых на Луне и Марсе, и скорее образовались за счет надвигов, наслоений вследствие напряжения в поверхностном слое, возникших при сжатии Меркурия. Об этом свидетельствует горизонтальное смещение валов некоторых кратеров.

Некоторые из эскарпов подверглись ударной бомбардировке и частично разрушены. Это означает, что они образовались раньше, чем кратеры на их поверхности. По сжении эрозии этих кратеров можно прийти к заключению, что сжатие коры происходило в период образования “морей” около 4 млрд. лет назад. Наиболее вероятной причиной сжатия нужно, видимо, считать начало остывания Меркурия. Согласно другому интересному предположению, выдвинутому рядом специалистов, альтернативным механизмом мощной тектонической активности планеты в этот период могло быть приливное замедление вращения планеты примерно в 175 раз: от первоначально предполагаемого значения около 8 часов до 58,6 суток! Действительно, ряд хребтов, гилобов, линейчатых сегментов валов и эскарпов обладает преимущественной ориентацией в меридиональном направлении, с небольшим отклонением к западу и востоку, что как будто благоприятствует гипотезе. Вместе с тем нельзя исключить и того, что эти черты поверхности запечатлели внутреннее напряжение в коре планеты под воздействием приливных возмущений от Солнца, игравших особенно важную роль при образовании таких структур в процессе сжатия Меркурия.

4. Меркурий — мир жара и холода

Меркурий — яркое светило, но увидеть его на небе не так просто. Дело, в том, что, находясь вблизи Солнца, Меркурий всегда виден для нас недалеко от солнечного диска, отход от него товлево (к востоку), то вправо (к западу) только на небольшое расстояние, которое не превосходит 28о. Поэтому его можно увидеть только в те дни года, когда он отходит от Солнца на самое большое расстояние. Пусть, например, Меркурий отодвинулся от Солнца влево. Солнце и все светила в своём суточном движении плывут по небу слева направо. Поэтому сначала заходит Солнце, а через час заходит Меркурий, и надо искать эту планету низко над Западным горизонтом.

Если рассматривать Меркурий в сильный телескоп, то вместо звёздочки он будет выглядеть, как маленькая Луна, имея очертания либо узкого серпика, либо полукруга. Это происходит по той же причине, что и смена фаз Луны. Меркурий — это темный шар, собственного света он не дает и сияет на небе за счет отражения солнечных лучей. На той половине Меркурия, которая повернута к Солнцу, — день, а на другой — ночь. Мы видим только освещённую часть планеты. Диаметр Меркурия в 2 ½ раза меньше диаметра Земли и в ½ раза больше диаметра Луны.

В сильный телескоп на Меркурии можно заметить тёмные пятна, имеющие примерно такой же вид, как “моря” Луны для невооруженного глаза. Наблюдая за этими пятнами, ученые установили одну важную особенность. Двигаясь по своему пути вокруг Солнца, Меркурий вместе с тем поворачивается вокруг своей оси так, что к Солнцу обращена всегда одна и таже его половина. Это значит, что на одной стороне Меркурия всегда день, а на другой – ночь.

Меркурий гораздо ближе к Солнцу, чем Земля. Поэтому Солнце на нём светит и греет в 7 раз сильнее, чем у нас. На дневной стороне Меркурия страшно жарко, тем вечное пекло. Измерения показывают, что температура там поднимается до 400о выше нуля. Зато на ночной стороне должен быть всегда сильный мороз, который, вероятно, доходит до 200о и даже 250о ниже нуля.

На такой планете не может быть ни океанов, ни атмосферы. Действительно, самые тщательные наблюдения не обнаружили на Меркурии никаких признаков воздушной оболочки.

Итак, Меркурий — это царство пустынь. Одна его половина — горячая каменная пустыня, другая половина — ледяная пустыня, быть может покрытая замёрзшими газами.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРы

1. Бакулин П.И. Курс общей астрономии / П.И. Бакулин, Э.В. Кононович, В.И. Мороз. – М., 1983. – С. 296-302.
2. Боярчєнко І.Ф. Астрономія / І.Ф. Боярчєнко, Ю.К. Гулак, Г.С. Раздемаха, Є.В. Сандакова. – К., 1976. – С. 99-103.
3. Волынский Б.А. Астрономия: Учебное пособие для пед. вузов / Б.А. Волынский. – М., 1971. – С. 87-90.
4. Дагаев М.М. Астрономия / М.М. Дагаев, В.Г. Демин, И.А. Климишин, В.М. Чаругин . – М., 1983. – С. 119-124.
5. Климишин И.А. Астрономия / И.А. Климишин. – К. : Світ, 1994. –     С. 123-126.
6. Клищенко А.П. Астрономия / А.П. Клищенко, В.И.Шупляк. – М. : Новое знание, 2004. – 224 с.
7. Курышев В.И. Практикум по астрономии: Учебное пособие для пед. вузов / В.И. Курышев. – М., 1986. – С. 34-36.
8. Рябов Ю.А. Движение космических тел. / Ю.А. Рябов. – М., 1980. –            С. 37-41.
9. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе / В.П. Цесевич. – М., 1984. –     С. 131-135.