Cum să explici asemănările dintre mercur și lună. Gravitatea lui Mercur și problema mișcării seculare a periheliului său

Pagina 2

Multă vreme, Mercur a fost observat în Franța - mai întâi de Antoniadi în Meudon, iar mai târziu de Dolphus la Pic de Midea. Toți observatorii sunt de acord că Mercur se rotește lent în jurul axei sale, îndreptându-se întotdeauna spre Soare cu o singură parte, cu excepția unor librari minore. Astfel, perioada de rotație a lui Mercur, care este de 88 de zile, conform lui Dollfuss, este egală cu o precizie de 1/10000 cu perioada siderale a revoluției planetei în jurul Soarelui. Deoarece Soarele luminează doar o parte a planetei, Sclaparelli și Antoniade l-au observat pe Mercur seara, iar pe Dolphus dimineața. Pentru a compara hărțile lui Sclaparelli și Antoniade cu harta lui Delfus, acestea ar trebui rotite cu aproximativ 15°. Delfus consideră că detaliile observate pot fi aduse la coincidență, având în vedere că unghiul de înclinare a ecuatorului lui Mercur față de ecliptică este de 7°.

Deoarece rezoluția optică este de aproximativ 0"3, adică 1/13-1/20 din diametrul aparent al lui Mercur, cifrele reprezintă în mod evident aproape toate detaliile care au fost observate vreodată de pe suprafața Pământului.

O comparație a tuturor celor trei hărți ale lui Mercur la prima vedere sugerează că observatorii diferă în observațiile lor, dar o examinare mai atentă dezvăluie acordul în cele mai semnificative caracteristici. Doi oameni nu vor desena niciodată un obiect slab vizibil în același mod. Pentru a verifica acest fapt important pentru astronomia observațională, plasați una dintre aceste hărți la o astfel de distanță încât detaliile să fie abia vizibile și schițați ceea ce vedeți. Compararea unui desen cu originalul poate da rezultate surprinzătoare. Nu există nicio îndoială că suprafața lui Mercur este în multe privințe similară cu suprafața Lunii, deși nu știm dacă există de fapt mări și cratere pe suprafața lui Mercur. Cu toate acestea, albedo-ul vizual mediu al lui Mercur (0,14) este de două ori mai mare decât cel al Lunii.

Încercările de a dovedi existența unei atmosfere pe Mercur au dat, în general, rezultate negative, deși uneori observatorii și-au exprimat suspiciunea că norii deschisi albici au întunecat pete mai întunecate. Viteza de evacuare pentru Mercur este de numai 3,7 km/sec, iar temperatura de la suprafața sa poate fi mult mai mare - mai mare decât cea a Lunii. În consecință, doar cele mai calde gaze ar putea rămâne pe suprafața planetei. În același mod, particulele ejectate în timpul furtunilor solare ar trebui, chiar și într-o măsură mai mare decât în ​​cazul Lunii, să elimine atomii din atmosfera reziduală a lui Mercur. Când Mercur este observat sub forma unei seceri, coarnele sale nu se extind dincolo de marginile lor geometrice, ceea ce indică absența oricăror efecte semnificative de crepuscul - împrăștiere sau refracție în atmosferă. Cu toate acestea, Delfus consideră că lumina de la coarne este caracterizată de polarizare în exces. Dacă acest efect se datorează prezenței unei atmosfere, atunci aceasta din urmă în ansamblu nu este mai mult de 1/300 din atmosfera Pământului. Pettit (observatoarele Muntele Vileon și Muntele Balomar) din măsurătorile în infraroșu ale lui Mercur au descoperit că temperatura în punctul subsolar la periheliu crește foarte mult, ajungând la 415°C; la afeliu este de aproximativ 285°C. La 415°C, staniul și plumbul se topesc; chiar și zincul este aproape de punctul său de topire (419OC). Prin urmare, Mercur, chiar mai justificat decât Pluto, ar putea fi numit după zeul lumii interlope.

Spre deosebire de temperaturile foarte ridicate, partea lui Mercur îndreptată spre Soare, partea veșnic întunecată, are temperaturi foarte scăzute. Căldura poate pătrunde acolo doar prin corpul solid al planetei, prin conductivitate termică, iar acesta este un proces extrem de lent, sau prin convenție în resturile atmosferei, dar acesta din urmă poate fi doar presupus. Temperatura emisferei neluminate probabil nu depășește 10°C, numărând de la zero absolut, adică. E chiar mai frig acolo decât pe Pluto. Astfel, Mercur prezintă un fel de „personalitate divizată”, combinând ambele extreme ale valorilor temperaturii planetare. Este interesant de știut dacă gaze precum azotul, carbonul, dioxidul de carbon, oxigenul și altele ar putea fi captate și înghețate pe partea întunecată. Răspunsul la această întrebare necesită teste mai riguroase folosind sonde spațiale și observații radar.

Asemănarea foarte mare dintre Mercur și Lună este indicată de dimensiunea lor, natura de rotație, rarefierea atmosferei și aspectul lor. Ambele corpuri reflectă lumina aproape identic, atât în ​​ceea ce privește culoarea, cât și intensitatea, la unghiuri diferite de reflexie. Razele de lumină incidente perpendicular pe suprafață sunt reflectate în direcția de incidență destul de eficient, dar când lumina este incidentă la unghiuri mari, reflexia este foarte slabă. Chiar și polarizarea sau planul de vibrație al luminii reflectate este aceeași pentru Mercur și Lună. Toate acestea ne dau dreptul de a concluziona că suprafața lui Mercur este similară cu suprafața Lunii, atât în ​​detalii individuale, cât și în ansamblu. Nu există nicio îndoială că suprafața lui Mercur este neregulată și neuniformă.

Densitatea medie a lui Mercur, deși nu este foarte precis determinată, este aparent de aproape 5,5 ori mai mare decât densitatea apei, adică. aproximativ egală cu densitatea Pământului. Deoarece masa lui Mercur este mică, creșterea densității sale datorită compresiei este limitată la 1-2%, iar densitatea medie a materialelor sale constitutive principale, dacă sunt îndepărtate de pe planetă, conform calculelor lui Urey, va fi de 5,4 în loc de 4.4 pentru Pământ. În consecință, proporția de elemente mai grele pentru Mercur ar trebui să fie un miez de fier complet măsurabil. În acest sens, Mercur este foarte diferit de Lună și, de fapt, este cel mai dens corp de dimensiuni semnificative din sistemul solar. Procesul evolutiv care a dus la o densitate mare nu este încă pe deplin înțeles, dar este legat, fără îndoială, de apropierea lui Mercur de Soare.

4. Relieful de suprafață al lui Mercur

De pe traiectoria de zbor a navei spațiale Miner-10 în 1974, peste 40% din suprafața lui Mercur a fost fotografiată cu o rezoluție de 4 mm până la 100 m, ceea ce a făcut posibil să se vadă Mercur în același mod ca și Luna în întuneric de pe Pământ. Abundența craterelor este cea mai evidentă caracteristică a suprafeței sale, care la prima impresie poate fi asemănată cu Luna. Și nu întâmplător chiar și specialiștii - selenologi, cărora li s-au arătat aceste imagini la scurt timp după ce le-au primit, le-au confundat cu fotografii de pe Lună.

Într-adevăr, morfologia craterelor este apropiată de cea lunară, originea impactului lor este fără îndoială: majoritatea au un ax definit, urme de ejecții de material zdrobit în timpul impactului, cu formarea în unele cazuri de raze strălucitoare caracteristice și un câmp de cratere secundare. În multe cratere, se disting un deal central și o structură terasată a versantului interior. Interesant este că nu numai aproape toate craterele mari cu diametrul de peste 40-70 km au astfel de caracteristici, ci și un număr semnificativ mai mare de cratere mai mici, în intervalul de 5-70 km (desigur, vorbim bine despre -cratere conservate aici). Aceste caracteristici pot fi atribuite atât energiei cinetice mai mari a corpurilor care cad pe suprafață, cât și materialului de suprafață însuși.

Gradul de eroziune și netezire a craterelor variază. De exemplu, structurile de raze clar vizibile indică faptul că este mic, în timp ce, în același timp, un număr de cratere au margini abia vizibile. În general, craterele din Mercur sunt mai puțin adânci în comparație cu cele lunare, ceea ce poate fi explicat și prin energia cinetică mai mare a meteoriților din cauza accelerației mai mari a gravitației pe Mercur decât pe Lună. Prin urmare, craterul care se formează la impact este umplut mai eficient cu materialul ejectat. Din același motiv, craterele secundare sunt situate mai aproape de cel central decât pe Lună, iar depozitele de material zdrobit maschează într-o măsură mai mică formele primare de relief. Craterele secundare în sine sunt mai adânci decât cele lunare, ceea ce se explică din nou prin faptul că fragmentele care cad la suprafață experimentează o accelerație mai mare din cauza gravitației.

La fel ca și pe Lună, în funcție de relief, se pot distinge zone predominante „continentale” neuniforme și mult mai netede „mare”. Acestea din urmă sunt predominant goluri, care, totuși, sunt semnificativ mai mici decât pe Lună; dimensiunile lor nu depășesc de obicei 400-600 km. În plus, unele bazine sunt puțin distinse pe fundalul terenului înconjurător. Excepție o face amintitul vast bazin Canoris (Marea Călduirii), lung de aproximativ 1300 km, care amintește de celebra Mare a Ploilor de pe Lună. Este posibil să existe și alte bazine similare pe cea mai mare parte rămasă a suprafeței planetei care nu au fost încă fotografiate. Morfologia umflăturilor de încadrare, câmpurile craterelor secundare și structura suprafeței din interiorul bazinului Canoris dau motive de a presupune că în timpul formării acestuia a fost ejectat mai mult material decât în ​​timpul formării Mării Ploilor și că mai departe. procesele de tasare suplimentară și ridicare a fundului, asociate cu o posibilă scurgere, ar putea avea loc ulterior magmă și aliniere izostatică.

Cea mai apropiată dintre cele nouă planete majore de Soare; pe cerul nostru nu este niciodată la mai mult de 28° distanță de lumina zilei, așa că observarea lui Mercur de pe Pământ este deosebit de dificilă. Din când în când, planeta poate fi deslușită cu ochiul liber ca un punct de lumină abia vizibil printre culorile încântătoare ale zorilor de seară sau de dimineață. Într-un telescop, Mercur are aspectul unei semilună sau a unui cerc incomplet, ale cărui modificări de formă pe măsură ce planeta se mișcă pe orbită arată clar că observăm o minge iluminată dintr-o parte de Soare. În perioada de distanță minimă față de Pământ (medie minimă 92 milioane km, minim minim aproximativ 80 milioane km), Mercur pe cerul unui observator terestru se află, din păcate, în apropierea Soarelui însuși și ne înfruntă cu întuneric (noaptea) emisferă. Astfel de inconveniente în observarea lui Mercur din observatoarele de la sol agravează dificultățile deja semnificative asociate cu dimensiunile unghiulare mici ale obiectului, slăbiciunea fluxului de energie care vine din acesta și interferența în atmosfera pământului.

Cu toate acestea, cercetătorii reușesc să câștige grăunte neprețuite de noi cunoștințe din natură prin îmbunătățirea echipamentelor sofisticate și a tehnicilor de observare și cu prețul muncii intense, și uneori chiar altruiste. Până în 1974, toate informațiile despre Mercur (și sunt destul de extinse) au fost obținute din observații de la sol.

S-au scris recenzii excelente despre Mercur. Cu toate acestea, în ultimii ani, unele informații au fost clarificate. În această revizuire, se încearcă prezentarea informațiilor despre fizica acestei planete folosind, dacă este posibil, cele mai recente date.

Diametrul, masa și cantitățile derivate din acestea Cunoașterea exactă a mărimii și masei planetei este absolut necesară pentru a găsi o serie de parametri care caracterizează condițiile fizice de la suprafață și sunt importanți pentru astronautică.

Diametrele liniare ale tuturor planetelor, obținute din diametrele unghiulare măsurate de pe Pământ, sunt cantități dependente de valoarea numerică a unității astronomice de lungime. În legătură cu posibilele perfecționări ale acestora din urmă, s-a dezvoltat o tradiție istorică pentru a exprima diametrele planetelor nu într-o măsură liniară, ci în secunde de arc la o distanță de 1 UA. e.

Rezultatele măsurătorilor diametrului ecuatorial al lui Mercur variază de la 6", 2 la 6", 9, adică sunt de acord unul cu celălalt cu o precizie care este departe de a fi astronomică. Noile măsurători dau 6",73 ±0",03, ceea ce corespunde unei valori de 4882 ±30 km, în timp ce aplicarea metodei Hertzsprung a arătat D>6",79, adică D>4920 km.

Cea mai bună metodă de a găsi masa oricărei planete se bazează pe perioadele orbitale ale sateliților săi. Deoarece Mercur nu are astfel de lucruri, efectele greu de observat ale interacțiunii gravitaționale cu alte corpuri cerești sunt folosite pentru a-și calcula masa.

Raportul dintre masa Soarelui/masa planetei este aproape de 6,0 * 10 6.

Pe baza datelor de masă și diametru, se estimează că densitatea medie este cuprinsă între 5,30 și 5,46.

Din estimări ale masei și diametrului planetei, se găsesc ușor accelerația gravitației și viteza parabolică (a doua cosmică) la nivelul suprafeței; prima valoare este de aproximativ 38% din valoarea Pământului, iar a doua este de aproximativ 4,3 km/sec.

Primele experimente de studiere a lui Mercur cu instrumente automate din spațiu au fost efectuate la bordul navei spațiale Mariner 10 (SUA) pe 29 martie și 21 septembrie 1974. Imaginile suprafeței planetei au fost transmise pe Pământ. Din măsurătorile de ocultare radio, s-a dedus că raza lui Mercur este de 2440 ± 2 km la latitudinea 2°N și 2438 ±2 km la latitudinea 68°N. Analiza datelor urmelor a făcut posibilă clarificarea masei lui Mercur, care este de 6.023.600 ± 600 în unități din raportul dintre masa Soarelui și masa planetei. Noua valoare a densității medii a planetei este de 5,44 g*cm -3.

Densitatea medie mare a lui Mercur (comparată cu densitatea materiei din interiorul Pământului la nivelul presiunii corespunzătoare) se explică prin abundența elementelor grele. Compoziția lui Mercur pare să fie dominată de fier. Concluzia despre conținutul ridicat de fier și, prin urmare, despre conținutul limitat de silicați duce la presupunerea unui conținut semnificativ mai scăzut de substanțe radioactive în Mercur decât în ​​materialul meteoriților condritici. Între timp, se știe că dezintegrarea elementelor radioactive conținute în mod specific în silicați este unul dintre motivele încălzirii interiorului planetar. Aceasta înseamnă că istoria termică și starea actuală a interiorului lui Mercur depind în mare măsură de compoziția chimică medie. Există și factori suplimentari de luat în considerare pe care nu îi cunoaștem. Acestea includ rata de conglomerare a planetei din materia norului protoplanetar, abundența și compoziția elementelor radioactive din această materie și energia radiantă primită din exterior în stadiile incipiente ale evoluției. Calculele istoriei termice a lui Mercur efectuate de S. V. Mayeva au arătat că în toate etapele evoluției, temperatura din intestinele planetei nu a atins niciodată valoarea necesară pentru topirea materiei silicate sau a fierului. Stratificarea materiei după greutatea specifică (diferențierea gravitațională) în interiorul solid al planetei are loc mult mai lent decât în ​​cazul topirii. Cu toate acestea, unii experți admit că Mercur poate avea un nucleu.Au fost luate în considerare diverse modele ale structurii interne a lui Mercur, inclusiv modele cu o distribuție uniformă a fierului metalic și cu segregarea acestuia în nucleu.

Suprafața lui Mercur. Proprietăți fotometrice și date moderne de relief

Suprafața lui Mercur, iluminată de razele soarelui, pare strălucitoare, dar măsurătorile au arătat că este destul de închisă, sau mai degrabă maro închis. Albedo vizual al Bond 3 pentru Mercur este 0,056, iar albedo integral este 0,09. Luminozitatea medie a suprafeței în timpul zilei crește brusc pe măsură ce unghiul de fază se apropie de zero. Curbele de modificări ale luminozității în funcție de unghiul de fază pentru Mercur și Lună sunt aproape identice. Reflectanța spectrală crește odată cu creșterea lungimii de undă până la cel puțin 1,6 µm. În Fig. 1, împrumutat de la muncă. Curba de reflectivitate a lui Mercur este similară cu cea pentru zonele muntoase și marine de pe suprafața Lunii și diferă de curbele pentru podeaua craterelor lunare. Din aceste rezultate, McCord și Adams au concluzionat că suprafața lui Mercur este probabil acoperită cu

un solid asemănător lunii, bogat în pahare vulcanice întunecate, cum ar fi piroxenul. Motivul pentru albedo scăzut poate fi conținutul ridicat de fier și titan din minerale.

În condiții excepțional de favorabile, care se întâmplă destul de rar, pe

Pe suprafața lui Mercur, pete întunecate și luminoase pot fi văzute printr-un telescop.

Au fost făcute încercări repetate de a mapa Mercur. Nu vom lua în considerare hărțile istorice aici, deoarece compilatorii lor au folosit date eronate cu privire la perioada de rotație axială a planetei. Noi încercări de a mapa Mercur pe baza ideilor moderne au fost făcute de Camichel și Dollfus și Cruickshank și Chapman. O hartă mai modernă, îmbunătățită a caracteristicilor de suprafață ale lui Mercur, indicând coordonatele caracteristicilor selectate, a fost compilată în 1972 de către Murray, Smith și Dollfuss pe baza observațiilor fotografice și vizuale din 1942-1970. la observatoarele astronomice din Pic du Midi (Franţa) şi New Mexico (SUA).

Această hartă este prezentată în Fig. 2. Longitudinile sunt date în noul sistem de referință recomandat la a 14-a sesiune a Uniunii Astronomice Internaționale (Brighton, 1970). Potrivit concluziei compilatorilor de hărți, contrastul vizibil al detaliilor de pe suprafața lui Mercur este ceva mai mic decât în ​​cazul contrastelor mare-continent de pe Lună. Este posibil ca scăderea contrastului să fie asociată cu estomparea imaginilor cu detalii întunecate în timpul observațiilor lui Mercur, deoarece rezoluția unghiulară este de 300 de ori mai slabă decât în ​​timpul observațiilor Lunii. Regiunea cuprinsă între 350 și 90° longitudine termografică, care ocupă mai mult de un sfert din suprafața planetei, este practic lipsită de mari detalii contrastante.

Autorii lucrării notează că detaliile de pe suprafața lui Mercur au rămas neschimbate de-a lungul a mai bine de 30 de ani de observație și apariția de ceață atmosferică nu a fost detectată în nicio zonă a planetei.

Studiile topografiei suprafeței lui Mercur depășesc capacitățile metodelor optice ale astronomiei terestre moderne. În ultimul deceniu, radarul a fost folosit cu succes pentru a studia suprafața planetelor din apropiere. Capacitățile radarului planetar cresc atât ca urmare a echipamentelor îmbunătățite, cât și a utilizării noilor tehnici de analiză a datelor. Cu toate acestea, Mercur este un obiect foarte greu de studiat.

vaniya, deoarece semnalul de eco radio primit de la acesta are o putere de aproximativ 100 de ori mai mică decât de la Venus.

Până în 1970, un grup de cercetători MIT a încercat fără succes să utilizeze spectre radar bidimensionale (latență și frecvență) pentru a estima profilul de suprafață al lui Mercur. Slăbiciunea semnalului reflectat nu ne-a permis să identificăm detalii vizibile ale reliefului sau să găsim abateri ale suprafeței lui Mercur de la suprafața sferei. În 1970-1971 au fost efectuate încă două experimente de succes cu radarul Mercur. la Goldstone de Jet Propulsion Laboratory al Institutului de Tehnologie din California la o lungime de undă de 12,5 cm și la Highstack de către Massachusetts Institute of Technology la o lungime de undă de 3,8 cm S-a obținut o sensibilitate suficientă pentru a studia caracteristicile de împrăștiere. Atât funcția de împrăștiere, cât și polarizarea radiației la o lungime de undă de 12,5 cm au arătat că suprafața lui Mercur este în mare parte ocupată de mici nereguli. Pe baza măsurătorilor la un val de 3,8 cm în mai multe zone observate din regiunea ecuatorială a planetei, s-a constatat că panta medie este de aproximativ 10°. Această valoare se schimbă considerabil cu longitudinea. Pe Mercur au fost observate caracteristici topografice cu variații ale razei planetei de ordinul 1-3 km.

Radarul a făcut posibilă măsurarea „reflexivității” planetei în intervalul de microunde; s-a dovedit a fi cam la fel cu cel al Lunii. Diametrul de împrăștiere al lui Mercur a variat în timpul observațiilor în intervalul de la 4 la 8% din diametrul optic.

Parametrii de rotație axială (zilnică) a planetei.

Au fost făcute încercări repetate de a găsi perioada de rotație axială a planetei din observațiile unor puncte de pe suprafață. Dar observațiile vizuale vechi au condus la concluzia falsă că Mercur este întotdeauna întors spre Soare de aceeași emisferă, adică la concluzia că perioada siderale de rotație axială este egală cu perioada siderale de revoluție orbitală (87,97 zile). Această opinie eronată a persistat până la descoperirea lui Pettengill și Dyce, care, pe baza studiilor radar, au descoperit că perioada siderale a rotației axiale a lui Mercur este de 59 ± 3 zile. Ulterior, acest sens a fost clarificat. Astfel, de fapt, Mercur se rotește, dar atât de încet încât rotația sa axială este greu de observat în perioada scurtă de timp favorabilă observațiilor vizuale. Mulți autori explică durata lungă de viață a ipotezei eronate a rotației sincrone a planetei prin cvasi-conmensurabilitatea „fatală” a perioadei acestei rotații cu perioada de apariție a condițiilor cele mai favorabile pentru observarea lui Mercur (pentru un observator astronomic din afara zona tropicală – numai cu o asemenea clarificare afirmația va fi adevărată). Confluența necesară de circumstanțe se repetă după trei perioade sinodice, adică după 348 de zile, iar în acest timp Mercur reușește să se rotească aproximativ un număr întreg de revoluții atât în ​​raport cu Soarele, cât și cu Pământul. În acest caz, plasarea vizibilă a detaliilor pe discul planetei și poziția punctului subsolar printre acestea sunt reproduse cu mici modificări vizibile.

Cu toate acestea, observațiile optice au contribuit la clarificarea perioadei de rotație a lui Mercur după evaluarea sa brută, dar fiabilă, prin metoda radar. Camichel și Dolfus pe baza prelucrării arhivelor Observatorului Pic du Midi pentru anii 1942-1966. a constatat că perioada este de 58,67 ± 0,03 zile. Smith și Riis au folosit, de asemenea, mulți ani de arhive fotografice și au obținut o perioadă de rotație de 58,663 ± 0,021 zile. Precizia observațiilor radar se îmbunătățește continuu și s-a apropiat semnificativ de acuratețea metodelor optice. Noile observații radar dau o perioadă de 58,65 zile, cu o eroare de cel mult 0,4%.

Murray, Smith și Dollfuss au completat arhivele anterioare de fotografii și schițe ale lui Mercur cu noi observații optice la observatoarele Pic du Midi și New Mexico și au obținut o perioadă de rotație de 58,644 ± 0,009 zile. S-a constatat că direcția axei de rotație a planetei este perpendiculară pe planul orbital, cu o abatere probabilă de cel mult 3°.

Perioada de rotație axială a lui Mercur nu este o valoare aleatorie: intervalul de timp de 58,6462 zile este exact 2/3 din perioada orbitală a lui Mercur. Aceasta este o variantă interesantă a rezonanței în oscilațiile de spin cauzate de acțiunea gravitației Soarelui pe o planetă, în cadrul căreia distribuția masei nu poate fi considerată strict concentrică. Rotația cu o perioadă de 2/3 din perioada orbitală trebuie să fie stabilă: axa mică a elipsoidului de inerție a planetei cu fiecare revenire a lui Mercur la punctul periheliu este orientată de-a lungul direcției către Soare. Lucrarea arată că pentru apariția rezonanței spin-orbitale 3/2 este necesară valoarea de compresie a elipsoidului de inerție în plan ecuatorial (B - A)/C>10 -5, adică foarte nesemnificativă.

Atmosfera lui Mercur

Pe baza măsurătorilor de polarizare a luminii împrăștiate de planetă în diferite părți ale spectrului, Dollfus a descoperit că presiunea atmosferică de lângă suprafața lui Mercur este aproape de 1 mb. Moroz a obținut o estimare de același ordin de mărime (conținut de CO 2 egal cu 0,3:7,0 g/cm 2) din excesul de absorbție asupra teluricului în banda CO2 de aproximativ 1,6 μm în spectrul Mercurului. Cu toate acestea, o încercare a lui Binder și Cruikshank de a repeta măsurătorile lui Moroz a dat un rezultat negativ. În ceea ce privește caracteristicile de polarizare ale lui Mercur, O'Leary și Rea le explică doar prin proprietățile suprafeței, fără a implica efecte atmosferice.

În lucrările lui Belton și colab., pe baza măsurătorilor în banda de 1,05 μm, s-a constatat că o limită superioară pentru conținutul de CO2 pe Mercur este de 5 m*atm (presiune parțială la suprafață mai mică de 0,35 mb), iar Bergstral și colab. al., pe baza observațiilor unei benzi de aproximativ 1,20 µm se estimează că limita superioară nu depășește 0,58 m*atm (presiune parțială aproximativ 0,04 mb). Aceste date pun la îndoială prezența CO2 pe Mercur.

Pentru ca moleculele de gaz să nu se disipeze din Mercur, ele trebuie, în primul rând, să fie suficient de grele și, în al doilea rând, rezistente la disociere sub influența radiației solare. Ar 40, care este destul de comun în sistemul solar, îndeplinește aceste criterii. Observațiile nu exclud o atmosferă de argon cu presiune la suprafața lui Mercur în termen de 1 mb, dar existența ei este doar o ipoteză.

Asemănarea proprietăților fotometrice ale suprafeței lui Mercur și a Lunii poate servi drept argument (deși nu foarte convingător) în favoarea presupunerii că suprafața lui Mercur a fost expusă vântului solar. Pe baza acestui fapt, Sagan și O'Leary și Rea au determinat ca limita superioară a presiunii atmosferice la suprafața planetei să fie de aproximativ 10 -5 mb, Belton, Hanten și McElroy, pe baza calculelor ratei de disipare, au obținut o limită superioară. aproape de 10 -6 mb. Banks et al., după ce au discutat diverse modele posibile ale atmosferei lui Mercur, admit existența acolo a unui model exosferic format din He 4, Ne 20 și Ar 40 cu o limită superioară a abundenței totale de 2-10 14 particule într-un coloană cu o secțiune transversală unitară. Structura unui astfel de model este determinată de vântul solar.

Un experiment cu ultraviolete pe Mariner 10 a confirmat că Mercur este înconjurat de o atmosferă subțire cu o presiune totală la suprafață de cel mult 2 * 10 -9 mbar. Au fost stabilite limite superioare pentru abundența diferitelor gaze. Cele mai abundente componente pot fi Ne, Ar, Xe. Printre alte gaze, în special, a fost descoperit El, a căror presiune parțială la suprafață este de 2 * 10 -12 mbar.

Condițiile de izolație și temperatura suprafeței

Durata unei zile solare pe Mercur, determinată de acțiunea combinată de rotație și revoluție, este exact egală cu trei zile Mercur siderale sau doi ani Mercur și este de aproximativ 176 din zilele noastre, adică ziua solară medie a timpului universal. Soarele de pe cerul lui Mercur se mișcă inegal de la est la vest și își schimbă vizibil dimensiunea aparentă datorită excentricității orbitei și modificărilor periodice ale vitezei unghiulare heliocentrice a planetei. De două ori într-o zi solară (și anume, la fiecare periheliu), dimensiunea aparentă a Soarelui crește și acesta se oprește, apoi mișcarea sa se inversează timp de aproximativ o sută de ore, după care Soarele se oprește din nou și se îndreaptă spre vest.

Cantitatea de energie solară primită pe unitatea de timp de o unitate de suprafață perpendiculară pe razele solare (așa-numita constantă solară, egală cu 2,00 ± 0,04 cal/cm 2 * min la limita superioară a atmosferei terestre), pe Mercur la periheliul este de aproximativ de două ori mai mult decât la afeliu și de 10 ori mai mult decât pe Pământ, adică atinge 14 kW/m2. În același timp, la diferite longitudini termografice ale ecuatorului, ciclul zilnic de iluminare nu este același. Aproape de longitudinile 0 si 180°, Soarele din culmea superioara are dimensiuni unghiulare maxime si se misca foarte incet pe cer, in timp ce in apropierea longitudinilor 90 si 270° are cele mai mici dimensiuni unghiulare la amiaza si traverseaza cerul relativ repede, incetinind doar la orizont.

Încălzirea la suprafață în timpul zilei scade odată cu creșterea latitudinii până la polii de rotație. Este interesant de observat că chiar la poli pot exista condiții de iluminare continuă sau aproape continuă: Soarele se deplasează de-a lungul orizontului matematic cu o periodicitate de 176 de zile, în timp ce centrul Soarelui se scufundă sub orizont la fiecare 38 de zile cu un cantitate egală cu înclinarea ecuatorului planetei față de orbită (înclinarea este mai mică și poate semnificativ mai mică de 3°); Dacă marginea superioară a Soarelui este ascunsă, nu este pentru mult timp, deoarece adâncimea de scufundare a centrului sub linia orizontului matematic este aproximativ egală cu raza Soarelui vizibilă de la Mercur.

Durata lungă a zilei și a nopții pe Mercur este asociată cu o diferență accentuată a temperaturii zonelor de la miezul și miezul nopții de pe suprafață, iar apropierea planetei de Soare și albedo scăzut duc la încălzirea puternică a suprafeței în timpul zilei.

Temperatura lui Mercur a fost găsită din măsurători ale radiației termice proprii ale planetei în acea parte a intervalului infraroșu în care contribuția radiației solare reflectate este neglijabilă. La o distanță medie de Soare, temperatura de luminozitate a suprafeței în punctul subsolar al lui Mercur corespunde radiației Planck a unui corp absolut negru la o temperatură Tc = 613° K. Temperatura culorii (față de raportul de intensitate la l 2,2). și 3,4 μm) la periheliu T c = 670±20° K.

Cele mai semnificative dificultăți tehnice sunt asociate cu termometria în infraroșu a părții întunecate a lui Mercur, deoarece necesită, pe lângă rezoluția unghiulară ridicată a echipamentului și pe lângă condițiile atmosferice ideale, și o protecție fiabilă a echipamentului împotriva radiațiilor din semiluna de emisfera zilei planetei și mai ales sensibilitatea ridicată a detectorului. Cu toate acestea, au fost efectuate astfel de măsurători. Mardock și Ney, în intervalul 3,75-12,0 μm, au descoperit că temperatura suprafeței pe partea de noapte este de 111 ± 3 ° K. Astfel, amplitudinea fluctuațiilor zilnice de temperatură pe Mercur depășește 500 ° K.

Radiometrul în infraroșu de pe Mariner 10 a măsurat radiația termică a planetei într-o bandă spectrală de aproximativ 45 de microni, cu o dimensiune minimă a elementului de suprafață observat de 40 km. În scanarea aproape ecuatorială, cea mai scăzută temperatură de luminozitate a fost înregistrată în jurul miezului nopții local și este de 100° K. Legea scăderii temperaturii după apus este aceeași ca și în cazul unui material poros omogen cu o inerție termică de 0,0017 cal * cm -2 * sec -72 * ''K -1 cu fluctuații ale acestei valori până la 0,003 în anumite zone.

Observațiile moderne ale radiației termice ale lui Mercur nu se limitează la domeniul infraroșu. Măsurătorile de radioastronomie sunt efectuate în intervalul de microunde, ceea ce face posibilă determinarea regimului termic al stratului subteran al planetei la diferite adâncimi și găsirea proprietăților fizice ale acoperirii exterioare a planetei.

Cu cât lungimea de undă a radiației primite este mai mare, cu atât adâncimea responsabilă pentru originea acesteia este mai mare. Adâncimea de penetrare a undelor electromagnetice (adică grosimea stratului radioemițător) l e =1/x, unde x (l) este coeficientul de absorbție al undei electromagnetice l este lungimea de undă. Nu mai puțin importantă pentru noi este o altă expresie de aceeași valoare: l E = fl T, unde f este un coeficient în funcție de proprietățile substanței, l T este adâncimea de penetrare a undei de temperatură, determinată de o scădere a amplitudinii. a fluctuaţiilor de temperatură de e ori faţă de valoarea de la suprafaţă. La o adâncime de 3-4 ori mai mare decât l T, fluctuațiile de temperatură sunt practic absente. Aceasta determină grosimea stratului de rocă încălzit de Soare în timpul zilei. Teoria problemei este descrisă în detaliu în lucrare.

Temperatura măsurată în intervalul de microunde depinde de relația dintre grosimea stratului de rocă încălzit de Soare și grosimea stratului care emite radio.

Evaluări ale rezultatelor observațiilor radiometrice ale lui Mercur la lungimi de undă de la 0,19 la

11,3 cm Valorile numerice ale parametrilor termofizici ai Mercurului sunt date la sfârșitul acestei secțiuni.

Comportamentul termofizic al învelișului exterior al planetei indică o conductivitate termică extrem de scăzută. Amplitudinea fluctuațiilor zilnice de temperatură la o anumită adâncime, așa cum ar fi de așteptat, este semnificativ mai mică decât cea conform măsurătorilor în domeniul infraroșu. Datele din observațiile radioastronomice cu microunde arată că temperatura de luminozitate medie pe întregul disc vizibil al lui Mercur variază atât cu unghiul de fază i, cât și cu longitudinea L a centrului discului și depinde, de asemenea, de raportul dintre adâncimile de penetrare a undelor electrice și termice. . Cele mai complete rezultate ale observației, procesate prin metoda celor mai mici pătrate, sunt reprezentate de următoarele expresii:

unde l este lungimea de undă a radiației electromagnetice, i este unghiul Soare - planetă - Pământ, L este longitudinea termografică în sistemul de longitudini. Poziția primului meridian în acest sistem diferă de poziția sa în sistemul Uniunii Astronomice Internaționale adoptat în 1970.

Diferențele semnificative dintre expresiile temperaturii la unde milimetrice și centimetrice nu pot fi explicate doar prin diferențele în adâncimea efectivă a stratului radiant. În ceea ce privește aplicarea teoriei emisiilor radio dezvoltate pentru Lună la Mercur, Gary a subliniat necesitatea de a lua în considerare în acest caz dependența de temperatură a parametrilor termofizici.

Morrison a efectuat calcule ale temperaturilor medii de luminozitate ale lui Mercur în diferite intervale de radiație termică în funcție de unghiul de fază și poziția orbitală și ținând cont de dependența conductivității termice de temperatură.

Întrebare despre asemănarea unor proprietăți ale stratului exterior al lui Mercur și al Lunii

Compararea rezultatelor calculelor tocmai menționate cu rezultatele observațiilor la sol a permis lui Morrison să selecteze cele mai probabile valori ale parametrilor.

şanţ care caracterizează proprietăţile termice şi electrice ale stratului exterior de Mercur: densitate p = 1,5 ± 0,4 g/cm 3 ; inertie termica l= (cr) 1/2 = (15 ±6). * 10 -6 cal/cm 2 * sec 1/2 * deg, care este semnificativ diferită de valoarea obținută din datele Mariner-10;

parametrul f/l=0,9±0,3 cm -1, unde f este raportul dintre adâncimile de penetrare a undelor termice și electrice, l este lungimea de undă; coeficient de conductivitate termică k=(4 ±2) *10 2 cal/cm*sec*deg; adâncimea de penetrare a undei termice l T =11±6 cm; constanta dielectrica e=2,9 ±0,5; tangenta de pierderi tan A = (0,9 ±0,4) *10 -2. Asemănarea caracteristicilor lui Mercur și Lunii ne permite să presupunem că nu există diferențe puternice în structura stratului lor exterior. Cu toate acestea, trebuie avută grijă cu privire la asemănarea compoziției minerale a suprafețelor lor. Până când vom avea date experimentale despre compoziția suprafeței lui Mercur, înțelegerea noastră depinde în mare măsură de soluția unei alte probleme: planeta a suferit topire internă și diferențiere gravitațională? Luna, după cum se știe, conține în straturile sale exterioare produsele de topire ale interiorului. Densitatea medie mare a lui Mercur duce la construirea de modele ale structurii sale interne, care, aparent, nu ar putea suferi topirea. Este posibil ca asemănarea externă a suprafeței lui Mercur cu Luna să se datoreze în mare măsură asemănării proceselor de prelucrare a mineralelor în regolit de către factori externi.

Acestea sunt principalele idei moderne despre natura lui Mercur. Creșterea în continuare a nivelului cunoștințelor noastre în acest domeniu al științei este posibilă, aparent, doar prin noi cercetări.

Descărcați rezumatul: Nu aveți acces pentru a descărca fișiere de pe serverul nostru.

Trimiteți-vă munca bună în baza de cunoștințe este simplu. Utilizați formularul de mai jos

Studenții, studenții absolvenți, tinerii oameni de știință care folosesc baza de cunoștințe în studiile și munca lor vă vor fi foarte recunoscători.

„Țări” îndepărtate

Caracteristicile lui Mercur

Observațiile oamenilor de știință asupra planetei Mercur

Relieful de suprafață al lui Mercur

Mercur - lumea căldurii și a frigului

1. „Țări” îndepărtate

Din cele mai vechi timpuri, oamenii au cunoscut acele lumini speciale de pe cer numite planete. În aparență, ele sunt asemănătoare stelelor, dar diferă de ele prin faptul că rătăcesc continuu pe cer, trecând de la o constelație la alta. Drumurile lor sunt dificile. Dacă desenați calea unei planete pe o hartă a stelelor, veți obține o linie cu un fel de bucle și curbe continue. Planeta se mișcă mai întâi de la dreapta la stânga, înainte și înainte. Apoi se oprește și, după o clipă, se întoarce. După ce a mers puțin în direcția opusă, se îndreaptă din nou înainte și se mișcă din ce în ce mai repede până când se oprește din nou.

Oamenii de știință antici au căutat cu insistență să dezlege această mișcare ciudată a planetelor, dar nu au reușit să facă acest lucru. Știm acum că încercările lor au eșuat, deoarece au considerat în mod eronat Pământul ca fiind centrul fix al întregului univers.

Soarele, împreună cu planetele sale satelite, formează sistemul solar sau planetar. Calea fiecărei planete este aproximativ circumferința pe care aceasta o are în jurul Soarelui. Fiecare planetă are propria sa cale, sau propria sa Orbită, după cum spun astronomii.

Cu cât o planetă este mai aproape de Soare, cu atât orbita ei este mai mică, cu atât calea pe care trebuie să o parcurgă mai scurtă. În plus, o planetă apropiată de Soare se mișcă pe calea sa mai repede decât o planetă îndepărtată, prin urmare, cu cât este mai aproape de Soare, cu atât revoluția planetei în jurul Soarelui este mai scurtă.

După ce au observat planetele cu mult timp în urmă, oamenii au venit cu nume pentru ele care au supraviețuit până în zilele noastre. Neînțelegând motivul real al mișcării planetelor, oamenii au explicat planetele cu dorințele și mofturile acelor zei și zeițe din basmele religioase - mituri. Așa au apărut pe paginile cărților științifice moderne despre astronomie nume ale vechilor zei romani precum Mercur - zeul comerțului, Venus - zeița frumuseții, Marte - zeul războiului etc.

2. Mercur și datele sale

Mercur, planeta cea mai apropiată de Soare în sistemul solar, este un semn astronomic Dintre planetele mari are cele mai mici dimensiuni: diametrul său este de 4865 km (0,38 diametrul Pământului), masa 3,304 * 10 23 kg (0,055). masa Pământului sau 1:6025000 masa Soarelui); densitate medie 5,52 g/cm3. Mercur aparține planetelor terestre.

Mercur se mișcă în jurul Soarelui la o distanță medie de 0,384 unități astronomice (58 milioane km) pe o orbită eliptică cu o excentricitate mare de e-0,206; la periheliu distanța până la Soare este de 46 milioane km, iar la afeliu 70 milioane km. Perioada de revoluție a lui Mercur în jurul Soarelui este de 88 de zile. Abia în anii 60. Folosind observațiile radar, s-a stabilit că Mercur se rotește în jurul axei sale în direcția înainte (adică, ca în mișcarea orbitală) cu o perioadă de 58,65 zile (față de stele). Durata unei zile solare pe Mercur este de 176 de zile. Viteza unghiulară de rotație axială a lui Mercur este 3/2 din viteza orbitală și corespunde vitezei unghiulare a mișcării sale pe orbită atunci când planeta se află în periheliu. Pe baza acestui fapt, se poate presupune că viteza de rotație a lui Mercur se datorează forțelor mareelor ​​de la Soare.

Pentru observarea de pe Pământ, Mercur este un obiect dificil, deoarece nu se îndepărtează niciodată vizibil de Soare cu mai mult de 23 de grade, drept urmare Mercur trebuie să fie întotdeauna observat pe fundalul serii sau al zorilor jos deasupra orizontului. În plus, în acest moment, faza planetei (adică unghiul planetei dintre direcțiile către Soare și Pământ) este aproape de 90 0 și observatorul vede doar jumătate din discul său iluminat. Din acest motiv, pe suprafața lui Mercur au fost înregistrate doar pete mari întunecate de natură necunoscută, iar harta sa a fost construită în termenii cei mai generali. Ecuatorul lui Mercur este înclinat față de planul orbitei sale cu 7 0 . Când este observat la alungire (la cea mai mare distanță unghiulară de la Soare), Mercur are o magnitudine de la -0,3 la +0,6 magnitudine. Mercur își schimbă luminozitatea cu faza într-un mod similar cu Luna. Ceea ce indică aceeași natură a neregulilor din aceste corpuri cerești, dar reflectivitatea lui Mercur este mai rea decât cea a Lunii: este similară cu mările lunare. Albedo-ul său sferic este: vizual 0,058, termic 0,09. Secțiunea transversală a discului lui Mercur, determinată de radar în intervalul decimetru al undelor radio, este doar 0,06 din cea geometrică.

Mercur poate să nu aibă atmosferă, deși polarizarea și observațiile spectrale indică prezența unei atmosfere slabe. Semne de dioxid de carbon CO 2 au fost observate pe Mercur spectral. Limita superioară a conținutului său este de 4 g/cm2. Azotul N2 sau argonul Ar pot fi amestecați aici; nu au fost detectați spectroscopic atunci când au fost observați de pe Pământ. Conținutul acestor gaze poate fi de câteva ori mai mare decât CO2. În atmosfera superioară a lui Mercur, dioxidul de carbon trebuie să se disocieze sub influența iradierii ultraviolete puternice de la Soare în CO, O, O 2. Aici, atomii și moleculele pot scăpa cu ușurință în spațiul interplanetar, deoarece a doua viteză de evacuare pe Mercur este foarte mică, 4,3 km/sec.

Temperatura medie estimată a lui Mercur (găsită în ipoteza că planeta emite atât de multă căldură cât o primește de la Soare) la o distanță medie de Soare este de 505K. Pentru punctul de pe suprafața lui Mercur unde Soarele este vizibil la zenit (din punctul subsolar), temperatura calculată este de 618 K, dar cea măsurată efectiv este de 613 K. Această temperatură crește la 400 K când Mercur este la periheliu. și scade la 500 K la afeliu. Măsurată cu mare dificultate, radiația infraroșie din partea neluminată a lui Mercur duce la o temperatură nocturnă a lui Mercur de aproximativ 110K. Este posibil ca acesta să fie puțin mai mare, dar este puțin probabil să fie mai mare de 150K. Când fluxul de căldură al lui Mercur se modifică în domeniul radio, temperaturi de până la 400K în medie (pe disc) sunt detectate în intervalul centimetric, 300-400K la unde milimetrice și decimetrice. Dar aceste măsurători nu se referă la suprafața în sine, ci la un anumit nivel (de mică adâncime) sub aceasta, ceea ce este confirmat și de absența unui efect de fază vizibil în fluxurile de căldură măsurate. Comparația cu fluxurile măsurate în domeniul infraroșu permite obținerea valorii coeficientului de difuzivitate termică µ=1/500-1/700, care corespunde unor valori similare pentru Lună. Se presupune că mercurul constă dintr-un miez de fier (aparent lichid) care conține 0,62 din masa sa totală, înconjurat de o înveliș de silicat. Cu ajutorul Mariner 10, s-a stabilit că Mercurul are o carcasă de gaz foarte rarefiată, constând în principal din heliu. Presiunea la suprafața planetei este de aproximativ 500 de miliarde de ori mai mică decât la suprafața Pământului. Această atmosferă este în echilibru dinamic: fiecare atom de heliu rămâne în el timp de aproximativ 200 de zile, după care părăsește planeta, iar o altă particulă din plasma vântului solar îi ia locul. De asemenea, s-a dovedit că Mercur are un câmp magnetic slab, a cărui putere este de numai 0,7% din cea a Pământului. Înclinarea axei dipolului față de axa de rotație a lui Mercur este 12 0 (pentru Pământ este 11 0)

3. Observațiile oamenilor de știință asupra planetei Mercur.

Mercur este a patra cea mai strălucitoare planetă: la maximum este aproape la fel de strălucitoare ca Sirius, în timp ce doar Venus, Marte și Jupiter sunt mai strălucitoare. Totuși, Mercur este o planetă foarte greu de observat din cauza micii orbite și, prin urmare, a proximității față de Soare; alungirea sa cea mai mare (distanța unghiulară aparentă față de Soare) este 28 0 . În acea poziție cea mai favorabilă pentru observație, faza lui Mercur corespunde fazei Lunii din primul și al treilea trimestru; faza completă are loc la conjuncția superioară, când se află în spatele Soarelui aproape pe aceeași linie cu acesta. După apus înainte de răsărit, Mercur este întotdeauna foarte aproape de Soare pe cer, ceea ce limitează observațiile pe timp de noapte ale planetei la un interval scurt. În plus, turbulența atmosferei noastre la altitudini joase provoacă imagini slabe. Prin urmare, Mercurul este observat în cea mai mare parte în lumina zilei, iar lumina difuză este exclusă în măsura minimă posibilă prin utilizarea ecranelor adecvate. Datorită tuturor acestor diverse dificultăți, doar cei mai persistenti observatori au reușit să detecteze trăsături de pe suprafața lui Mercur. Sclaparelli (Italia, 1833-1910) și Barnard (SUA, 1857-1923) - doi mari observatori - au realizat schițe ale trăsăturilor de suprafață inertă, iar aceste schițe nu se potrivesc prea bine între ele. Deoarece fotografiile Lunii au arătat că anumite trăsături, în special razele și, într-o oarecare măsură, mările, devin deosebit de vizibile în timpul lunii pline, este interesant de observat că Barnard a caracterizat petele de pe Mercur ca fiind în esență similare cu „mările” lunare. iar Sclapareli a obținut cele mai bune rezultate atunci când planeta era aproape de faza sa completă, adică. era aproape de Soare.

Multă vreme, Mercur a fost observat în Franța - mai întâi de Antoniadi în Meudon, iar mai târziu de Dolphus la Pic de Midea. Toți observatorii sunt de acord că Mercur se rotește lent în jurul axei sale, îndreptându-se întotdeauna spre Soare cu o singură parte, cu excepția unor librari minore. Astfel, perioada de rotație a lui Mercur, care este de 88 de zile, conform lui Dollfuss, este egală cu o precizie de 1/10000 cu perioada siderale a revoluției planetei în jurul Soarelui. Deoarece Soarele luminează doar o parte a planetei, Sclaparelli și Antoniade l-au observat pe Mercur seara, iar pe Dolphus dimineața. Pentru a compara hărțile lui Sclaparelli și Antoniade cu harta lui Delfus, acestea ar trebui rotite cu aproximativ 15 grade.Delfus consideră că detaliile observate pot fi aduse la coincidență, având în vedere că unghiul de înclinare al ecuatorului lui Mercur față de ecliptică este de 7 grade.

Deoarece rezoluția optică este de aproximativ 0"3, adică 1/13-1/20 din diametrul aparent al lui Mercur, cifrele reprezintă în mod evident aproape toate detaliile care au fost observate vreodată de pe suprafața Pământului.

O comparație a tuturor celor trei hărți ale lui Mercur la prima vedere sugerează că observatorii diferă în observațiile lor, dar o examinare mai atentă dezvăluie acordul în cele mai semnificative caracteristici. Doi oameni nu vor desena niciodată un obiect slab vizibil în același mod. Pentru a verifica acest fapt important pentru astronomia observațională, plasați una dintre aceste hărți la o astfel de distanță încât detaliile să fie abia vizibile și schițați ceea ce vedeți. Compararea unui desen cu originalul poate da rezultate surprinzătoare. Nu există nicio îndoială că suprafața lui Mercur este în multe privințe similară cu suprafața Lunii, deși nu știm dacă există de fapt mări și cratere pe suprafața lui Mercur. Cu toate acestea, albedo-ul vizual mediu al lui Mercur (0,14) este de două ori mai mare decât cel al Lunii.

Încercările de a dovedi existența unei atmosfere pe Mercur au dat, în general, rezultate negative, deși uneori observatorii și-au exprimat suspiciunea că norii deschisi albici au întunecat pete mai întunecate. Viteza de evacuare pentru Mercur este de numai 3,7 km/sec, iar temperatura de la suprafața sa poate fi mult mai mare - mai mare decât cea a Lunii. În consecință, doar cele mai calde gaze ar putea rămâne pe suprafața planetei. În același mod, particulele ejectate în timpul furtunilor solare ar trebui, chiar și într-o măsură mai mare decât în ​​cazul Lunii, să elimine atomii din atmosfera reziduală a lui Mercur. Când Mercur este observat sub forma unei seceri, coarnele sale nu se extind dincolo de marginile lor geometrice, ceea ce indică absența oricăror efecte semnificative de crepuscul - împrăștiere sau refracție în atmosferă. Cu toate acestea, Delfus consideră că lumina de la coarne este caracterizată de polarizare în exces. Dacă acest efect se datorează prezenței unei atmosfere, atunci aceasta din urmă în ansamblu nu este mai mult de 1/300 din atmosfera Pământului. Pettit (observatoarele Muntele Vileon și Muntele Balomar) din măsurătorile în infraroșu ale lui Mercur au constatat că temperatura în punctul subsolar la periheliu crește foarte mult, ajungând la 415 ° C; la afeliu este de aproximativ 285 O C. La 415 O C, staniul și plumbul se topesc; chiar și zincul este aproape de punctul său de topire (419 O C). Prin urmare, Mercur, chiar mai justificat decât Pluto, ar putea fi numit după zeul lumii interlope.

Spre deosebire de temperaturile foarte ridicate, partea lui Mercur îndreptată spre Soare, partea veșnic întunecată, are temperaturi foarte scăzute. Căldura poate pătrunde acolo doar prin corpul solid al planetei, prin conductivitate termică, iar acesta este un proces extrem de lent, sau prin convenție în resturile atmosferei, dar acesta din urmă poate fi doar presupus. Temperatura emisferei neluminate probabil nu depășește 10 O, numărând de la zero absolut, adică. E chiar mai frig acolo decât pe Pluto. Astfel, Mercur prezintă un fel de „personalitate divizată”, combinând ambele extreme ale valorilor temperaturii planetare. Este interesant de știut dacă gaze precum azotul, carbonul, dioxidul de carbon, oxigenul și altele ar putea fi captate și înghețate pe partea întunecată. Răspunsul la această întrebare necesită teste mai riguroase folosind sonde spațiale și observații radar.

Asemănarea foarte mare dintre Mercur și Lună este indicată de dimensiunea lor, natura de rotație, rarefierea atmosferei și aspectul lor. Ambele corpuri reflectă lumina aproape identic, atât în ​​ceea ce privește culoarea, cât și intensitatea, la unghiuri diferite de reflexie. Razele de lumină incidente perpendicular pe suprafață sunt reflectate în direcția de incidență destul de eficient, dar când lumina este incidentă la unghiuri mari, reflexia este foarte slabă. Chiar și polarizarea sau planul de vibrație al luminii reflectate este aceeași pentru Mercur și Lună. Toate acestea ne dau dreptul de a concluziona că suprafața lui Mercur este similară cu suprafața Lunii, atât în ​​detalii individuale, cât și în ansamblu. Nu există nicio îndoială că suprafața lui Mercur este neregulată și neuniformă.

Densitatea medie a lui Mercur, deși nu este foarte precis determinată, este aparent de aproape 5,5 ori mai mare decât densitatea apei, adică. aproximativ egală cu densitatea Pământului. Deoarece masa lui Mercur este mică, creșterea densității sale datorită compresiei este limitată la 1-2%, iar densitatea medie a materialelor sale constitutive principale, dacă sunt îndepărtate de pe planetă, conform calculelor lui Urey, va fi de 5,4 în loc de 4.4 pentru Pământ. În consecință, proporția de elemente mai grele pentru Mercur ar trebui să fie un miez de fier complet măsurabil. În acest sens, Mercur este foarte diferit de Lună și, de fapt, este cel mai dens corp de dimensiuni semnificative din sistemul solar. Procesul evolutiv care a dus la o densitate mare nu este încă pe deplin înțeles, dar este legat, fără îndoială, de apropierea lui Mercur de Soare.

4. Relieful de suprafață al lui Mercur

De pe traiectoria de zbor a navei spațiale Miner-10 în 1974, peste 40% din suprafața lui Mercur a fost fotografiată cu o rezoluție de 4 mm până la 100 m, ceea ce a făcut posibil să se vadă Mercur în același mod ca și Luna în întuneric de pe Pământ. Abundența craterelor este cea mai evidentă caracteristică a suprafeței sale, care la prima impresie poate fi asemănată cu Luna. Și nu întâmplător chiar și specialiștii - selenologi, cărora li s-au arătat aceste imagini la scurt timp după ce le-au primit, le-au confundat cu fotografii de pe Lună.

Într-adevăr, morfologia craterelor este apropiată de cea lunară, originea impactului lor este fără îndoială: majoritatea au un ax definit, urme de ejecții de material zdrobit în timpul impactului, cu formarea în unele cazuri de raze strălucitoare caracteristice și un câmp de cratere secundare. În multe cratere, se disting un deal central și o structură terasată a versantului interior. Interesant este că nu numai aproape toate craterele mari cu diametrul de peste 40-70 km au astfel de caracteristici, ci și un număr semnificativ mai mare de cratere mai mici, în intervalul de 5-70 km (desigur, vorbim bine despre -cratere conservate aici). Aceste caracteristici pot fi atribuite atât energiei cinetice mai mari a corpurilor care cad pe suprafață, cât și materialului de suprafață însuși.

Gradul de eroziune și netezire a craterelor variază. De exemplu, structurile de raze clar vizibile indică faptul că este mic, în timp ce, în același timp, un număr de cratere au margini abia vizibile. În general, craterele din Mercur sunt mai puțin adânci în comparație cu cele lunare, ceea ce poate fi explicat și prin energia cinetică mai mare a meteoriților din cauza accelerației mai mari a gravitației pe Mercur decât pe Lună. Prin urmare, craterul care se formează la impact este umplut mai eficient cu materialul ejectat. Din același motiv, craterele secundare sunt situate mai aproape de cel central decât pe Lună, iar depozitele de material zdrobit maschează într-o măsură mai mică formele primare de relief. Craterele secundare în sine sunt mai adânci decât cele lunare, ceea ce se explică din nou prin faptul că fragmentele care cad la suprafață experimentează o accelerație mai mare din cauza gravitației.

La fel ca și pe Lună, în funcție de relief, se pot distinge zone predominante „continentale” neuniforme și mult mai netede „mare”. Acestea din urmă sunt predominant goluri, care, totuși, sunt semnificativ mai mici decât pe Lună; dimensiunile lor nu depășesc de obicei 400-600 km. În plus, unele bazine sunt puțin distinse pe fundalul terenului înconjurător. Excepție o face amintitul vast bazin Canoris (Marea Călduirii), lung de aproximativ 1300 km, care amintește de celebra Mare a Ploilor de pe Lună. Este posibil să existe și alte bazine similare pe cea mai mare parte rămasă a suprafeței planetei care nu au fost încă fotografiate. Morfologia umflăturilor de încadrare, câmpurile craterelor secundare și structura suprafeței din interiorul bazinului Canoris dau motive de a presupune că în timpul formării acestuia a fost ejectat mai mult material decât în ​​timpul formării Mării Ploilor și că mai departe. procesele de tasare suplimentară și ridicare a fundului, asociate cu o posibilă scurgere, ar putea avea loc ulterior magmă și aliniere izostatică.

În porțiunea continentală predominantă a suprafeței lui Mercur se pot distinge atât zone puternic craterizate, cu cel mai mare grad de degradare a craterelor, cât și vechi platouri intercratere care ocupă teritorii vaste, indicând un vulcanism antic larg răspândit. Acestea sunt cele mai vechi forme de relief conservate de pe planetă. Zonele plate ale mărilor și zonele adiacente s-au format într-o epocă ulterioară. Acest lucru poate fi judecat după saturația slabă a câmpiilor relativ mici. Suprafețele nivelate ale bazinelor sunt în mod evident acoperite cu cel mai gros strat de roci zdrobite - regolitul. Alături de un număr mic de cratere, există creste îndoite care amintesc de Luni. Unele dintre zonele plane adiacente bazinelor s-au format probabil prin depunerea de material ejectat din acestea. În același timp, pentru majoritatea câmpiilor, s-au găsit dovezi clare ale originii lor vulcanice, dar acesta este un vulcanism de o dată ulterioară decât pe platourile intercratere. Se pare că, prin morfologia și vârsta lor, aceste regiuni ale lui Mercur sunt aproximativ similare cu regiunile mărilor lunare și ale suprafețelor plane ale lui Marte, a căror formare este de obicei datată cu o perioadă de aproximativ 3-4 miliarde de ani în urmă. Această perioadă include finalizarea etapei celui mai intens bombardament al planetelor de către corpuri mari, în urma căruia s-au format „mări” și alte cratere mari, uneori mai puțin vizibile.

Dacă comparăm acum numărul de bazine mari și cratere cu un diametru de peste 200 km de pe Mercur, Lună și Marte, se dovedește că densitatea lor este aproximativ invers proporțională cu aria suprafeței acestor corpuri cerești, în timp ce lor diametrele diferă doar cu jumătate. Rezultă că numărul de meteoriți din zonele spațiului ocupate de aceste planete ar putea fi aproximativ același. Înțelegerea acestui lucru nu este atât de ușoară pe cât ar părea la prima vedere. La urma urmei, de obicei pornesc de la ideea că principala sursă de reglementare a meteoriților „furnizat” regiunilor interioare ale sistemului solar este centura de asteroizi, iar planetele sunt situate la distanțe diferite de aceasta. Totuși, dacă ținem cont de faptul că, pe lângă această sursă principală, pot exista și alte grupuri similare de corpuri de asteroizi dincolo de orbita lui Pluto, care acționează și ca „furnizori” de meteoriți, diferența de locație a planetelor cele mai apropiate de Soarele devine nesemnificativ. Această presupunere pare mai probabilă, în ciuda diverselor ipoteze „catastrofale” care vin în ajutor în astfel de cazuri. Pentru a explica tiparele observate, celebrul om de știință american G. Weserim a propus o ipoteză despre distrugerea catastrofală a unui asteroid sub influența forțelor mareelor ​​atunci când acesta trece pe lângă Pământ și Venus și căderea ulterioară a fragmentelor. Fragmentele ar putea fi apoi distribuite aproximativ uniform în regiunea planetelor terestre. În ciuda întregii atractive exterioare a unui astfel de scenariu, se pare că merită să ne amintim principiul filozofic și metodologic conform căruia nu este nevoie să inventăm entități dincolo de ceea ce este necesar. Cu alte cuvinte, nu este nevoie să implici explicații exotice dacă te poți limita la altele mai simple. Analizând principalele caracteristici ale suprafeței lui Mercur, am acordat atenție atât multor asemănări, cât și diferențelor semnificative cu Luna. Un studiu atent dezvăluie o altă caracteristică interesantă care pune în lumină istoria formării planetei. Vorbim despre urme caracteristice ale activității tectonice la scară globală sub forma unor margini abrupte specifice, sau escarpe. Lungimea scarpurilor variază de la 20-500 km și înălțimile pantelor de la câteva sute de metri până la 1-2 km. Prin morfologia și geometria amplasării la suprafață, ele diferă de rupturile și faliile tectonice obișnuite observate pe Lună și Marte și s-au format mai degrabă din cauza împingărilor, straturi datorate tensiunii din stratul de suprafață care au apărut în timpul comprimării lui Mercur. . Acest lucru este dovedit de deplasarea orizontală a crestelor unor cratere.

Unele dintre escarpe au fost bombardate și parțial distruse. Aceasta înseamnă că s-au format mai devreme decât craterele de pe suprafața lor. Pe baza comprimării eroziunii acestor cratere, putem ajunge la concluzia că comprimarea crustei a avut loc în timpul formării „mărilor” cu aproximativ 4 miliarde de ani în urmă. Cel mai probabil motiv pentru comprimare ar trebui considerat aparent începutul răcirii lui Mercur. Potrivit unei alte ipoteze interesante prezentate de un număr de experți, un mecanism alternativ pentru activitatea tectonică puternică a planetei în această perioadă ar putea fi o încetinire mare a rotației planetei de aproximativ 175 de ori: de la valoarea asumată inițial de aproximativ 8 ore. la 58,6 zile! Într-adevăr, o serie de creste, creste, segmente căptușite de puțuri și escarpe au o orientare predominantă în direcția meridională, cu o ușoară abatere spre vest și est, ceea ce pare să favorizeze ipoteza. În același timp, nu se poate exclude faptul că aceste caracteristici de suprafață au imprimat tensiune internă în scoarța planetei sub influența perturbațiilor mareelor ​​de la Soare, care au jucat un rol deosebit de important în formarea unor astfel de structuri în timpul comprimării lui Mercur.

5. Mercur - lumea căldurii și a frigului

Mercur este o stea strălucitoare, dar nu este atât de ușor să o vezi pe cer. Cert este că, fiind aproape de Soare, Mercur ne este întotdeauna vizibil nu departe de discul solar, îndepărtându-se de acesta fie la stânga (spre est), fie la dreapta (spre vest) doar un scurt distanta care nu depaseste 28 O. De aceea poate fi vazuta doar in acele zile ale anului cand se indeparteaza de Soare la cea mai mare distanta. Să lăsăm, de exemplu, Mercur să se îndepărteze de Soare spre stânga. Sorii și toate luminile în mișcarea lor zilnică plutesc pe cer de la stânga la dreapta. Prin urmare, mai întâi Soarele apune, iar puțin peste o oră mai târziu, Mercur apune și trebuie să căutăm această planetă aflată la joasă deasupra orizontului vestic.

Dacă privim Mercur printr-un telescop puternic, atunci în loc de o stea va arăta ca o Lună mică, având conturul fie al unei semiluni înguste, fie al unui semicerc. Acest lucru se întâmplă din același motiv ca și fazele schimbătoare ale lunii. Mercur este o minge întunecată; nu emite propria lumină și strălucește pe cer datorită reflectării razelor soarelui. Pe jumătatea lui Mercur care este întors spre Soare, este zi, iar pe cealaltă, este noapte. Vedem doar partea iluminată a planetei. Diametrul lui Mercur este de 2,5 ori mai mic decât diametrul Pământului și de ½ ori mai mare decât diametrul Lunii.

Cu un telescop puternic, pe Mercur pot fi observate pete întunecate care au aproximativ același aspect ca „mările” Lunii cu ochiul liber. Prin observarea acestor puncte, oamenii de știință au stabilit o caracteristică importantă. Deplasându-se de-a lungul traseului în jurul Soarelui, Mercur se rotește în același timp în jurul axei sale, astfel încât aceeași jumătate a acestuia să fie mereu în fața Soarelui. Aceasta înseamnă că este întotdeauna zi pe o parte a lui Mercur și noapte pe cealaltă.

Mercur este mult mai aproape de Soare decât de Pământ. Prin urmare, Soarele strălucește pe el și se încălzește de 7 ori mai puternic decât al nostru. Este îngrozitor de cald pe partea de zi a lui Mercur, ceea ce înseamnă că este mereu în căldură. Măsurătorile arată că temperatura acolo crește la 400 O peste zero. Dar pe partea de noapte ar trebui să existe întotdeauna îngheț puternic, care probabil ajunge la 200 O și chiar 250 O sub zero.

O astfel de planetă nu ar putea avea nici oceane, nici atmosferă. Într-adevăr, cele mai atente observații nu au găsit niciun semn de înveliș de aer pe Mercur.

Deci, Mercur este regatul deserturilor. O jumătate din el este un deșert de piatră fierbinte, cealaltă jumătate este un deșert înghețat, poate acoperit cu gaze înghețate.

Referințe

IN ABSENTA. Klimishin „astronomia zilelor noastre”, Moscova „Știință”, 1980

F.U.I.P.P.L. „Pământ, lună și planete”, Editura Nauka, 1967

Marea Enciclopedie Sovietică. A doua editie. Moscova 1978

M.Ya. Marov „Planetele sistemului solar”

V.I.Morozov „Fizica planetelor”.

Documente similare

Studiul și analiza lui Mercur ca prima planetă din sistemul solar. Mișcarea planetei și o descriere a esenței și a caracteristicilor sale fizice. Suprafaţă. Specificul atmosferei și câmpului fizic al planetei și studiul lor. Colonizarea lui Mercur. Planeta in cifre

rezumat, adăugat 28.11.2008


Observând planeta Mercur cu ochiul liber și prin telescop. Influența apropierii lui Mercur de Soare asupra temperaturii sale de suprafață. Structura internă a planetei, prezența unei atmosfere, câmp magnetic, cratere și „mări”. Ipoteza despre apariția lui Mercur.

rezumat, adăugat 29.04.2013


Familiarizarea cu structura sistemului solar. Analiza datelor și informațiilor științifice despre planetele terestre. Luarea în considerare a caracteristicilor lui Mercur, Venus, Pământ și Marte. Studiul dimensiunii, masei, temperaturii, perioadelor de revoluție în jurul axei și în jurul Soarelui.

rezumat, adăugat 28.01.2015


Un studiu al istoriei numelui și caracteristicilor generale ale lui Mercur ca planetă cea mai apropiată de Soare din Sistemul Solar. Natura internă a orbitei planetei Mercur. Istoria studiului, fotografii ale suprafeței și principalele caracteristici fizice ale planetei.

prezentare, adaugat 17.01.2012


Caracteristicile fizice și orbitale, atmosfera, câmpurile fizice și istoria descoperirii lui Mercur, caracteristicile mișcării în jurul Soarelui, comparație cu alte planete ale sistemului. Cercetări privind observațiile suprafeței planetei. Fapte interesante.

rezumat, adăugat 29.04.2009


Esența conceptului de „spațiu”. Direcții de utilizare a spațiului pentru nevoile umane: producția spațială și geoștiințe. Planetele sistemului solar. Mercur este cea mai apropiată planetă de Soare. Venus este ca geamănul ceresc al Pământului. Atmosfera de pe Marte.

prezentare, adaugat 10.05.2011


Trasarea unui grafic al distribuției planetelor cunoscute oficial. Determinarea distanțelor exacte până la Pluto și planetele sublutoniene. Formula pentru calcularea ratei de contracție a Soarelui. Originea planetelor sistemului solar: Pământ, Marte, Venus, Mercur și Vulcan.

articol, adăugat 23.03.2014


Caracteristicile generale ale planetelor Sistemului Solar ca fiind cele mai masive corpuri care se deplasează pe orbite eliptice în jurul Soarelui. Plasare planetară: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto. Dimensiunile și compoziția chimică a planetelor.

prezentare, adaugat 02.04.2011


Structura sistemului solar, regiunile exterioare. Originea sateliților naturali ai planetelor. Comunitatea planetelor gigantice gazoase. Caracteristicile suprafeței, atmosferei, compoziția lui Mercur, Saturn, Venus, Pământ, Luni, Marte, Uranus, Pluto. Centuri de asteroizi.

rezumat, adăugat la 05.07.2012


Planetele Sistemului Solar, cunoscute din cele mai vechi timpuri și descoperite recent: Mercur, Venus, Pământ, Marte, planete gigantice Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Originea numelor lor, distanțe față de Soare, dimensiuni și mase, perioade de revoluție în jurul Soarelui.

În „cartierul” Soarelui, inundat de pâraie și uluitor de strălucitor, planeta Mercur se mișcă. Distanța unghiulară aparentă a planetei față de steaua centrală nu depășește niciodată 28 de grade, ceea ce face ca Mercur să fie foarte greu de observat. De cele mai multe ori este literalmente îngropat în razele zilei și apare doar pentru scurt timp pe fundalul dimineții aurii, zorilor sau în strălucirea apusului de seară.

Toți observatorii au indicat o trăsătură: planeta se rotește în jurul axei sale și orbitează Soarele în aceeași perioadă de timp, egală cu 88 de zile pământești. Acest lucru ar părea să fie evidențiat de schițe ale locației petelor de pe discul planetar. S-a dovedit că Mercur se confruntă întotdeauna cu Soarele cu o singură parte. Și dacă da, atunci pe o emisferă ar trebui să existe o zi veșnică, iar pe cealaltă - noapte veșnică. Oamenii de știință au explicat sincronicitatea rotației planetei prin frânarea mareei a Soarelui și, ca exemplu clar, au indicat Lună, au întors o parte spre Pământ.

În a doua jumătate a secolului al XX-lea, ideea naturii rotației lui Mercur a trebuit să fie complet revizuită. Acest lucru a fost facilitat de dezvoltarea rapidă a metodelor de cercetare radiofizică. Date precise despre rotația planetei au fost obținute prin analiza sesiunilor radar.

În 1965, astronomii americani, folosind un radiotelescop gigant de 305 de metri din Puerto Rico, au determinat prin radar că perioada de rotație axială a lui Mercur este 2/3 din durata orbitalei. În zilele solare Pământului, aceasta este 58,6457. Aceasta este de fapt perioada de rotație a lui Mercur în jurul propriei axe în raport cu stelele îndepărtate. Prin urmare, pe Mercur nu poate exista nici zi veșnică, nici noapte veșnică. La o astfel de viteză de rotație, o zi solară este egală cu aproape 176 (175,9371) zile pământești sau doi ani Mercur (87,96855,2 = 175,9371). Cu alte cuvinte, zilele și nopțile de pe Mercur durează un an întreg! La periheliu – punctul din orbită cel mai apropiat de Soare – mijlocul emisferei iluminate a lui Mercur se încălzește până la 467°C. Și pe partea de noapte este un frig înghețat: temperatura poate scădea până la -183°C.

În familia planetelor mari, Mercur se distinge prin dimensiunea sa modestă. Diametrul său este de 2,61 ori mai mic decât diametrul Pământului. Prin urmare, din punct de vedere al volumului, planeta este de 17,8 ori mai mică decât o sferă ușor (2,61... 2,61... 2,61 = 17,8). În același timp, planeta este de 18,1 ori mai puțin masivă decât Pământul. Se pare că densitatea medie a lui Mercur este aproape egală cu cea a Pământului - este de 5,43 g/cm3 (pentru Pământ este de 5,52 g/cm3). Și asta într-un moment în care interiorul planetei nu se confruntă cu o compresie puternică! Astfel, după Pământul nostru, Mercur este planeta densă feminină.

Unii cercetători cred că Mercur este o planetă mină unică, care constă din 60% fier din masă. Miezul său masiv de fier este înconjurat de o înveliș de silicat relativ subțire, cu vene puternice ramificate, purtătoare de minereu, care se extind direct la suprafață. Este foarte posibil ca în timpul zilei, pe suprafața lui Mercur, incinerat de suflarea de foc a Soarelui din apropiere, să se formeze „lacuri” de metale topite (staniu, plumb, zinc), asemănătoare lavei vulcanice erupte.

Nava americană Mariner 10 (1974) a transmis pe Pământ aproximativ 3000 de imagini ale suprafeței planetei cu o rezoluție de până la 50 m.

Compararea imaginilor cu Mercur cu imaginile Lunii arată marea lor similitudine. Suprafața lui Mercur este, de asemenea, acoperită cu multe cratere de impact, iar peisajul lui Mercur poate fi ușor confundat cu cel lunar. Dar, la studiul atent al imaginii, puteți găsi diferențe: craterele mari sunt mai puțin frecvente pe Mercur decât pe Lună. Cel mai mare crater de pe Mercur poartă numele marelui compozitor german Beethoven. Diametrul său ajunge la 625 km!

Următoarea diferență importantă între peisajele muntoase ale lui Mercur și ale Lunii este prezența pe Mercur a numeroase versanți care se întind pe sute de kilometri. Studiul structurii lor a arătat că s-au format în perioada timpurie a dezvoltării planetei ca urmare a comprimării globale a scoarței. Prezența unor cratere mari bine conservate pe suprafața lui Mercur sugerează că în ultimii 3-4 miliarde de ani nu a existat nicio mișcare pe scară largă a zonelor crustei și nu a existat nicio eroziune de suprafață. Această din urmă împrejurare exclude aproape complet existența oricărei atmosfere semnificative în istoria lui Mercur.

Fotografiile suprafeței lui Mercur arată, de asemenea, câteva câmpii mari relativ netede, care sunt, evident, mult mai tinere decât zonele cu cratere puternic. Cea mai întinsă câmpie este Marea căldurii, sau Marea căldurii, atingând 1300 km în diametru; este situat în zona ecuatorială a planetei. Te uiți la ea și, involuntar, îți amintești Marea Lunară a Ploilor. Ambele au apărut ca urmare a unor dezastre gigantice - ciocniri cu corpuri de asteroizi.

Folosind un magnetometru sensibil instalat pe Marinsra 10, a fost descoperit un câmp magnetic dipol lângă Mercur, îndreptat aproximativ de-a lungul axei de rotație a planetei. Dar intensitatea acestui câmp de pe suprafața lui Mercur nu atinge nici măcar 1% din intensitatea câmpului magnetic al Pământului. Cu toate acestea, alunița magnetică a lui Mercur este mult mai puternică decât alunița lui Venus sau Marte.

Aparent, există condiții necesare pentru generarea lui în interiorul planetei.

Astfel, în urma cercetărilor spațiale, s-a stabilit că Mercur este o planetă paradoxală: din punct de vedere extern și din punct de vedere al istoriei formării suprafeței, este asemănătoare cu Luna, iar în structura sa internă dezvăluie o similitudine surprinzătoare cu. Pământ. Chiar și câmpul magnetic al lui Mercur este similar cu cel al Pământului.