Планета Меркурый

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Меркурый
Mercury in color - Prockter07 centered.jpg
Меркурый (здымак «Месэнджэра»), каля правага краю ў паўднёвым паўшар'і бачны кратар Талстой
Mercury-real color.jpg
Меркурый у натуральных колерах (здымак «Марынера-10»)
Арбітальныя характарыстыкі

Эпоха: J2000.0

Перыгелій

46 001 210 км
0,30749909 а. а.[1]

Афелій

69 816 900 км
0,46669733 а. а.[1]

Вялікая паўвось (a)

57 909 068 км
0,38709893 а. е.[1]

Эксцэнтрысітэт арбіты (e)

0,20563069[1]

Сідэрычны перыяд абарачэння

87,969 дзён[1]

Сінадычны перыяд абарачэння

115,88 дзён[1]

Арбітальная хуткасць (v)

47,87 км/с[1]

Сярэдняя анамалія (Mo)

174,795884°

Нахіл (i)

7,00° адносна плоскасці экліптыкі
3,38° адносна сонечнага экватара
6,34° адн. інварыянтнай плоскасці[2]

Даўгата ўзыходнага вузла (Ω)

48,33167°[1]

Аргумент перыцэнтра (ω)

29,124279°

Спадарожнікі

няма

Фізічныя характарыстыкі[3]
Сплюшчанасць

0[1]

Экватарыяльны радыус

2439,7 км[1]

Палярны радыус

2439,7 км[1]

Сярэдні радыус

2439,7 ± 1,0 км (0,3829 зямнога)[1]

Акружнасць вялікага круга

15 329,1 км

Плошча паверхні (S)

7,48×107 км²
0,147 зямной

Аб'ём (V)

6,083×1010 км³
0,056 зямнога[1]

Маса (m)

3,33022×1023 кг
0,055274 зямной[1][4][5]

Сярэдняя шчыльнасць (ρ)

5,427 г/см³
0,984 зямной[1]

Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g)

3,7 м/с²
0,377 g[1]

Першая касмічная хуткасць (v1)

3,1 км/с

Другая касмічная хуткасць (v2)

4,25 км/с

Экватарыяльная хуткасць вярчэння

10,892 км/ч (3,026 м/с) (на экватары)

Перыяд вярчэння (T)

58,646 дзён (1407,5 гадзін)[1]

Нахіл восі

2,11′ ± 0,1′[6]

Прамое ўзыходжанне паўночнага полюса (α)

18 г 44 хв 2 с
281,01°[1]

Схіленне паўночнага полюса (δ)

61,45°[7]

Альбеда

0,142 (Бонд)[1][8]
0,068 (геаметрычнае)[1][8]

Бачная зорная велічыня

ад −2,6m[9] да 5,7m[7][10]

Вуглавы дыяметр

4.5" – 13"[7]

Тэмпература
 
мін. сяр. макс.
0°N, 0°W[11]
100 K
(−173 °C)
340 К
(67 °C)
700 К[12]
(427 °C)
85°N, 0°W[11]
80 К
(−193 °C)
200 К
(−73 °C)
380 К
(107 °C)
Атмасфера[7]
Атмасферны ціск

~10−15 бар[1]

Склад:

42,0 % кісларод
29,0 % натрый
22,0 % вадарод
6,0 % гелій
0,5 % калій
0,5 % астатнія (вада, вуглякіслы газ, азот, аргон, ксенон, крыптон, неон, кальцый, магній)[1][5]

Меркурый — самая блізкая да Сонца планета Сонечнай сістэмы, якая абарочваецца вакол Сонца за 88 зямных сутак. Працягласць адных зорных сутак на Меркурыі складае 58,65 зямных[13], а сонечных — 176 зямных[4]. Планета названа ў гонар старажытнарымскага бога гандлю — хутканогага Меркурыя, таму што яна рухаецца па небе хутчэй за іншыя планеты.

Меркурый адносіцца да ўнутраных планет, бо яго арбіта ляжыць ўнутры арбіты Зямлі. Пасля пазбаўлення Плутона ў 2006 годзе статусу планеты да Меркурыя перайшло званне самай маленькай планеты Сонечнай сістэмы. Бачная зорная велічыня Меркурыя вагаецца ад −1,9[1] да 5,5, але яго нялёгка заўважыць з-за невялікай вуглавой адлегласці ад Сонца (максімум 28,3°)[14]. Аб планеце пакуль вядома параўнальна няшмат. Толькі ў 2009 годзе навукоўцы склалі першую поўную карту Меркурыя, выкарыстаўшы здымкі апаратаў «Марынер-10» і «MESSENGER»[15]. Прыродных спадарожнiкаў у планеты не выяўлена.

Меркурый — самая маленькая планета зямной групы. Яго радыус складае ўсяго 2439,7±1,0 км[7], што менш за радыус спадарожніка Юпітэра Ганімеда і спадарожніка Сатурна Тытана. Маса планеты роўная 3,3×1023 кг. Сярэдняя шчыльнасць Меркурыя даволі вялікая — 5,43 г/см³, што толькі нязначна менш за шчыльнасць Зямлі. Улічваючы, што Зямля нашмат большая па памерах, значэнне шчыльнасці Меркурыя паказвае на павышанае ўтрыманне ў яго нетрах металаў. Паскарэнне свабоднага падзення на Меркурыі роўна 3,70 м/с²[16]. Другая касмічная хуткасць — 4,25 км/с[16]. Нягледзячы на меншы радыус, Меркурый усё ж пераўзыходзіць па масе такія спадарожнікі планет-гігантаў, як Ганімед і Тытан.

Астранамічны сімвал Меркурыя ўяўляе сабой стылізаваную выяву крылатага шлема бога Меркурыя з яго кадуцыем.

Рух планеты[правіць | правіць зыходнік]

Параўнальныя памеры планет (злева направа: Меркурый, Венера, Зямля, Марс)

Меркурый рухаецца вакол Сонца па даволі моцна выцягнутай эліптычнай арбіце (эксцэнтрысітэт 0,205) на сярэдняй адлегласці 57 910 000 км (0,387 а. а.). У перыгеліі Меркурый знаходзіцца ў 45 900 000 км ад Сонца (0,3 а. а.), у афеліі — у 69 700 000 км (0,46 а. а.). У перыгеліі Меркурый больш чым у паўтара раза бліжэй да сонца, чым у афеліі. Нахіл арбіты да плоскасці экліптыкі роўны 7°. На адзін абарот па арбіце Меркурый затрачвае 87,97 зямных сутак. Сярэдняя хуткасць руху планеты па арбіце — 48 км/с. Адлегласць ад Меркурыя да Зямлі змяняецца ў межах ад 82 да 217 млн км[17]. Таму, за некалькі дзён пры назіранні з Зямлі, Меркурый змяняе сваё становішча адносна Сонца ад захаду (ранішняя бачнасць) на ўсход (вячэрняя бачнасць).

Доўга лічылася, што Меркурый пастаянна павернуты да Сонца адным і тым жа бокам, і адзін абарот вакол восі займае ў яго тыя ж 87,97 зямных сутак. Назіранні дэталей на паверхні Меркурыя не супярэчылі гэтаму. Дадзены зман быў звязаны з тым, што найбольш спрыяльныя ўмовы для назірання Меркурыя паўтараюцца праз перыяд, прыкладна роўны чатырохкратнаму перыяду кручэння Меркурыя (352 суткі), таму ў розны час назіраўся прыблізна адзін і той жа ўчастак паверхні планеты. Ісціна раскрылася толькі ў сярэдзіне 1960-х гадоў, калі была праведзена радыёлакацыя Меркурыя.

Аказалася, што зорныя суткі Меркурыя роўныя 58,65 зямных сутак, гэта значыць 23 меркурыянскага года[13]. Такія суадносіны перыядаў кручэння вакол восі і звароту Меркурыя вакол Сонца з'яўляюцца ўнікальнай для Сонечнай сістэмы з'явай. Яна, як мяркуецца, тлумачыцца тым, што прыліўнае ўздзеянне Сонца адбірала момант колькасці руху і тармазіла кручэнне, якое было першапачаткова больш хуткім, да таго часу, пакуль абодва перыяды не аказаліся звязаныя цэлалікавымі адносінамі[18]. У выніку за адзін меркурыянскі год Меркурый паспявае павярнуцца вакол сваёй восі на паўтара абароты. Гэта значыць, калі ў момант праходжання Меркурыем перыгелія пэўны пункт яго паверхні павернуты дакладна да Сонца, то пры наступным праходжанні перыгелія да Сонца будзе звернуты ў дакладнасці процілеглы пункт паверхні, а яшчэ праз адзін меркурыянскі год Сонца зноў вернецца ў зеніт над першым пунктам. У выніку сонечныя суткі на Меркурыі доўжацца два меркурыянскія гады або трое меркурыянскіх зорных сутак[4].

У выніку такога руху планеты на ёй можна вылучыць «гарачыя даўготы» — два супрацьлеглыя мерыдыяны, якія напераменку павернутыя да Сонца падчас праходжання Меркурыем перыгелія, і на якіх з-за гэтага бывае асабліва горача нават па меркурыянскіх мерках[19].

На Меркурыі не існуе такіх пор года, як на Зямлі. Гэта адбываецца з-за таго, што вось вярчэння планеты знаходзіцца амаль пад прамым вуглом да плоскасці арбіты. Як вынік, побач з полюсамі ёсць вобласці, да якіх сонечныя прамяні не даходзяць ніколі. Абследаванне, праведзенае радыётэлескопам ў Арэсіба, дазваляе выказаць дапушчэнне, што ў гэтай сцюдзёнай і цёмнай зоне ёсць ледавікі. Ледніковы пласт можа дасягаць 2 м і пакрыты пластом пылу[20].

Камбінацыя рухаў планеты спараджае яшчэ адну ўнікальнаю з'яву. Хуткасць вярчэння планеты вакол восі — велічыня практычна сталая, у той час як хуткасць арбітальнага руху пастаянна змяняецца. На ўчастку арбіты каля перыгелія на працягу прыкладна 8 сутак вуглавая хуткасць арбітальнага руху перавышае вуглавую хуткасць вярчальнага руху. У выніку Сонца на небе Меркурыя спыняецца і пачынае рухацца ў зваротным напрамку — з захаду на ўсход. Гэты эфект часам называюць эфектам Ісуса Навіна, ад імя галоўнага героя Кнігі Ісуса Навіна з Бібліі, які спыніў рух Сонца (Нав.10:12—13). Для назіральніка на даўготах, адлеглых на 90° ад «гарачых даўгот», Сонца пры гэтым узыходзіць (або заходзіць) двойчы.

Цікава таксама, што, хоць бліжэйшымі па размяшчэнні арбіт да Зямлі з'яўляюцца Марс і Венера, Меркурый часцей за іншых з'яўляецца найбліжэйшай да Зямлі планетай (бо іншыя не настолькі «прывязаныя» да Сонца і аддаляюцца ў большай ступені).

Анамальная прэцэсія арбіты[правіць | правіць зыходнік]

Прэцэсія арбіты Меркурыя. Хуткасць прэцэсіі для нагляднасці моцна павялічана ў параўнанні з сапраўднай.

Меркурый знаходзіцца блізка да Сонца, таму эфекты агульнай тэорыі адноснасці выяўляюцца ў яго руху ў найбольшай меры сярод усіх планет Сонечнай сістэмы. Ужо ў 1859 годзе францускі матэматык і астраном Урбэн Левер'е паведаміў, што існуе павольная прэцэсія перыгелія Меркурыя, якую немагчыма цалкам растлумачыць уплывам вядомых планет у рамках ньютанаўскай механікі. Прэцэсія перыгелія Мэркурыя складае 5600 вуглавых секунд за стагоддзе. Разлік уплыву ўсіх іншых нябесных цел на Меркурый згодна з класічнай механіка дае прэцэсію 5557 вуглавых секунд за стагоддзе[21]. Спрабуючы растлумачыць назіраны эфект, ён выказаў дапушчэнне, што існуе яшчэ адна планета (ці, магчыма, пояс невялікіх астэроідаў), арбіта якой размешчана бліжэй да Сонца, чым у Меркурыя, і якая ўносіць свой уплыў[22] (іншыя тлумачэнні разглядалі няўлічаную палярную сплюшчанасць Сонца). Дзякуючы раней дасягнутым поспехам у пошуках Нептуна з улікам яго ўплыву на арбіту Урана дадзеная гіпотэза стала папулярнай, і шуканая гіпатэтычная планета нават атрымала назву — Вулкан. Аднак гэтая планета так і не была знойдзена[23].

Паколькі ні адно з гэтых тлумачэнняў не вытрымала праверкі назіраннямі, некаторыя фізікі пачалі прапаноўваць больш радыкальныя гіпотэзы, што неабходна змяняць сам закон прыцягнення, напрыклад, змяніць у ім паказчык ступені або дадаць у патэнцыял члены, якія залежаць ад хуткасці цел[24]. Аднак у большасці такія спробы аказаліся супярэчлівымі. У пачатку XX стагоддзя агульная тэорыя адноснасці растлумачыла назіранаю прэцэсію. Эфект вельмі малы: рэлятывісцкі «дадатак» складае ўсяго 42,98 вуглавой секунды за стагоддзе, што складае 1130 (0,77 %) ад агульнай хуткасці прэцэсіі, так што спатрэбіцца па меншай меры 12 млн абаротаў Меркурыя вакол Сонца, каб перыгелій вярнуўся ў становішча, прадказанае класічнай тэорыяй. Падобнае, але меншае зрушэнне існуе і для іншых планет — 8,62 вуглавой секунды за стагоддзе для Венеры, 3,84 для Зямлі, 1,35 для Марса, а таксама астэроідаў — 10,05 для Ікара[25][26].

Гіпотэзы ўтварэння Меркурыя[правіць | правіць зыходнік]

Асноўнай гіпотэзай з'яўлення Меркурыя і іншых планет з'яўляецца небулярная гіпотэза.

З XIX стагоддзя існуе гіпотэза, што Меркурый у мінулым быў спадарожнікам планеты Венеры, а пасля быў ёю «страчаны»[4]. У 1976 Том ван Фландэрн і К. Р. Харынгтан на аснове матэматычных разлікаў паказалі, што гэтая гіпотэза добра тлумачыць вялікую выцягнутасць (эксцэнтрысітэт) арбіты Меркурыя, рэзанансы ў яго абарачэнні вакол Сонца і страту вярчальнага моманту як у Меркурыя, так і ў Венеры (у апошняй таксама — набыццё кручэння, адваротнага звычайнаму ў Сонечнай сістэме)[27][28].

Зараз ёсць некалькі версій паходжання вялізнага ядра Меркурыя. Самая распаўсюджаная з іх кажа, што першапачаткова адносіны масы металаў да масы сілікатаў у гэтай планеты былі блізкімі да звычайных для цвёрдых цел Сонечнай сістэмы (унутраных планет і самых распаўсюджаных метэарытаў — хандрытаў). Пры гэтым маса Меркурыя перавышала цяперашнюю прыблізна ў 2,25 разоў. Затым, згодна з гэтай версіяй, ён сутыкнуўся з планетазімаллю масай каля 16 яго ўласнай на хуткасці ~ 20 км/с. Большую частку кары і верхняга пласта мантыі знесла ў касмічную прастору, дзе яны і рассеяліся. А ядро планеты, якое складаецца з цяжэйшых элементаў, захавалася[29].

Паводле іншай гіпотэзы, Меркурый утварыўся ва ўжо вельмі збедненай лёгкімі элементамі ўнутранай частцы протапланетнага дыска, адкуль яны былі вымецены Сонцам у знешнія вобласці Сонечнай сістэмы.

Паверхня[правіць | правіць зыходнік]

Паверхня планеты нагадвае месяцовую (здымак АМС «Месэнджэр»)

Па сваіх фізічных характарыстыках Меркурый нагадвае Месяц. У яго няма натуральных спадарожнікаў, але ёсць вельмі разрэджаная атмасфера. Планета валодае буйным жалезным ядром, якое з'яўляецца крыніцай магнітнага поля, напружанасць якога складае 0,01 ад зямнога[30]. Ядро Меркурыя складае 83 % ад усяго аб'ёму планеты[31][32]. Тэмпература на паверхні Меркурыя вагаецца ад 90 да 700 К (ад −180 да 430 °C). Сонечны бок награваецца значна больш, чым палярныя вобласці і адваротны бок планеты.

Паверхня Мэркурыя таксама шмат у чым нагадвае месяцовую — яна мае шмат кратараў. Шчыльнасць кратараў розная на розных участках. Некаторыя з іх маюць прамяністую структуру. Мяркуецца, што гусцей усеяныя кратарамі ўчасткі з'яўляюцца больш старажытнымі, а меней густа ўсеяныя — маладзейшымі, якія ўтварыліся пры затапленні лавай старой паверхні. У той жа час буйныя кратары сустракаюцца на Меркурыі радзей, чым на Месяцы. Самы вялікі кратар на Меркурыі названы ў гонар вялікага галандскага жывапісца Рэмбранта, яго дыяметр складае 716 км. Аднак падабенства няпоўнае — на Меркурыі бачныя ўтварэнні, якія на Месяцы не сустракаюцца. Важным адрозненнем гарыстых ландшафтаў Меркурыя і Месяца з'яўляецца прысутнасць на Меркурыі шматлікіх зубчастых адкосаў, якія распасціраюцца на сотні кіламетраў, — эскарпаў. Вывучэнне іх структуры паказала, што яны ўтварыліся пры сцісканні, якім суправаджаецца астыванне планеты, у выніку якога плошча паверхні Меркурыя паменшылася на 1 %. Наяўнасць на паверхні Меркурыя вялікіх кратараў, што добра захаваліся, кажа аб тым, што на працягу апошніх 3-4 млрд гадоў там не адбывалася рухаў участкаў кары ў шырокіх маштабах, а таксама адсутнічала эрозія паверхні, апошняе амаль цалкам выключае магчымасць існавання ў гісторыі Меркурыя якой-небудзь істотнай атмасферы.

У ходзе даследаванняў, якія праводзяцца зондам «Месэнджэр», было сфатаграфавана звыш 80 % паверхні Меркурыя і выяўлена, што яна аднастайная. Гэтым Меркурый не падобны з Месяцам або Марсам, у якіх адно паўшар'е рэзка адрозніваецца ад іншага[33].

Першыя дадзеныя даследаванні элементнага складу паверхні з дапамогай рэнтгенафлуарэсцэнтнага спектрометра апарата «Месэнджэра» паказалі, што яна бедная алюмініем і кальцыем у параўнанні з плагіяклазавым(руск.) бел. палявым шпатам, характэрным для мацерыковых абласцей Месяца. У той жа час паверхня Меркурыя параўнальна бедная тытанам і жалезам і багатая магніем, займаючы прамежкавае становішча паміж тыповымі базальтамі і ультраасноўнымі горнымі пародамі тыпу зямных камаціітаў. Выяўлена таксама параўнальна вялікая колькасць серы, што сведчыць аб хімічных працэсах аднаўлення у час фарміравання планеты[34].

Кратары[правіць | правіць зыходнік]

Меркурый у штучных колерах. Унізе справа кратар Койпер з прамянямі. Сінія вобласці паказваюць наяўнасць тытана. Аранжавыя вобласці складаюцца з старых матэрыялаў, якія належаць кары. Аранжавая вобласць ўнізе злева інтэрпрэтуецца як вынік лававых патокаў (здымак КА «Марынэр-10»)
Кратар Койпер (трохі ніжэй пад цэнтрам) (здымак АМС «Месэнджэр»)

Кратары на Меркурыі вар'іруюцца ад маленькіх западзін, якія маюць форму чашы, да шматкольцавых ўдарных кратараў, якія маюць у папярочніку сотні кіламетраў. Яны знаходзяцца на розных стадыях разбурэння. Ёсць кратары, якія адносна добра захаваліся, з доўгімі промнямі вакол іх, якія ўтварыліся ў выніку выкіду рэчыва ў момант удару. Ёсць таксама моцна разбураныя рэшткі кратараў. Меркурыянскія кратары адрозніваюцца ад месяцовых тым, што вобласць іх покрыва ад выкіду рэчыва пры ўдары меншая з-за большай сілы цяжару на Меркурыі[35].

Адна з самых прыкметных дэталей паверхні Меркурыя — раўніна Спякоты (лац.: Caloris Planitia). Гэтая дэталь рэльефу атрымала такую назву таму, што размешчана каля адной з «гарачых даўгот». Яе дыяметр складае каля 1550 км[36].

Верагодна, цела, ад чыйго ўдару ўтварыўся кратар, мела папярочнік не менш за 100 км. Удар быў настолькі моцным, што сейсмічныя хвалі, прайшоўшы ўсю планету і сфакусаваўшыся ў процілеглым пункце паверхні, прывялі да ўтварэння тут своеасаблівага перасечанага «хаатычнага» ландшафту. Таксама пра сілу ўдару сведчыць тое, што ён выклікаў выкід лавы, якая ўтварыла вакол кратара горы, якія дасягаюць вышыні больш за 2 км (горы Спякоты).

Пункт з самым высокім альбеда на паверхні Меркурыя — гэта кратар Койпер дыяметрам 60 км. Верагодна, гэта адзін з найбольш «маладых» буйных кратараў на Меркурыі[37].

У 2012 годзе навукоўцы выявілі яшчэ адну цікавую паслядоўнасць кратараў на паверхні Меркурыя. Іх канфігурацыя нагадвае твар Мікі Маўса[38]. Магчыма, у будучыні і гэты ланцуг кратараў атрымае сваю назву.

Геалогія і ўнутраная будова[правіць | правіць зыходнік]

1. Кара, таўшчыня — 100—300 км.
2. Мантыя, таўшчыня — 600 км.
3. Ядро, радыус — 1800 км.
Гіганцкі ўступ Дыскаверы з даўжынёй 350 км і вышынёй 3 км ўтварыўся пры зруху верхніх слаёў кары Меркурыя ў выніку дэфармацыі кары пры астыванні ядра

Да нядаўняга часу лічылася, што ў нетрах Меркурыя знаходзіцца металічнае ядро радыусам 1800—1900 км, якое змяшчае 60 % масы планеты, бо КА «Марынер-10» выявіў слабае магнітнае поле, і лічылася, што планета з такім малым памерам не можа мець вадкага ядра. Але ў 2007 годзе група Жана-Люка Марго падвяла вынікі пяцігадовых радарных назіранняў за Меркурыем, у ходзе якіх былі заўважаныя варыяцыі вярчэння планеты, занадта вялікія для мадэлі з цвёрдым ядром. Таму на сённяшні дзень можна з высокай доляй упэўненасці гаварыць, што ядро планеты менавіта вадкае[39][40].

Працэнтнае ўтрыманне жалеза ў ядры Меркурыя вышэйшае, чым у любой іншай планеты Сонечнай сістэмы. Было прапанавана некалькі тэорый для тлумачэння гэтага факта. Згодна з тэорыяй, якая найбольш шырока падтрымліваецца ў навуковай супольнасці, Меркурый першапачаткова меў такія ж суадносіны металу і сілікатаў, як у звычайным метэарыце, маючы масу ў 2,25 разы большую, чым цяпер[41]. Аднак у пачатку гісторыі Сонечнай сістэмы ў Меркурый ударылася планетападобнае цела, якое мела ў 6 разоў меншую масу і некалькі соцень кіламетраў у папярочніку. У выніку ўдару ад планеты аддзялілася большая частка першапачатковай кары і мантыі, з-за чаго адносная доля ядра ў складзе планеты павялічылася. Падобная гіпотэза, вядомая як тэорыя гіганцкага сутыкнення, была прапанавана і для тлумачэння фарміравання Месяца[41]. Аднак гэтай версіі супярэчаць першыя дадзеныя даследавання элементнага складу паверхні Меркурыя з дапамогай гама-спектрометра АМС «Месэнджэр», які дазваляе вымераць колькасць радыеактыўных ізатопаў: аказалася, што на Меркурыі шмат лятучага элемента калія (у параўнанні з больш тугаплаўкім уранам і торыем), што не суадносіцца з высокімі тэмпературамі, непазбежнымі пры сутыкненні[42]. Таму мяркуецца, што элементны склад Меркурыя адпавядае першаснаму элементнаму складу матэрыялу, з якога ён утварыўся, блізкаму да энстацітавых хандрытаў і бязводных каметных часціц, хоць утрыманне жалеза ў даследаваных да цяперашняга часу энстацітавых хандрытах недастатковае для тлумачэння высокай сярэдняй шчыльнасці Меркурыя[34].

Ядро акружана сілікатнай мантыяй таўшчынёй 500—600 км[43][44]. Паводле дадзеных «Марынера-10» і назіранняў з Зямлі таўшчыня кары планеты складае ад 100 да 300 км[45]. Жалезна-нікелевае ядро Меркурыя складае каля 34 яго дыяметра, гэта значыць роўнае прыкладна памеру Месяца. Гэта ядро вельмі масіўнае ў параўнанні з ядрамі іншых планет.

Геалагічная гісторыя[правіць | правіць зыходнік]

Як і ў Зямлі, Месяца і Марса, геалагічная гісторыя Меркурыя падзелена на эры. Яны маюць наступныя назвы (ад больш ранняй да больш позняй): даталстоўская, талстоўская, калорская, позняя калорская, мансурская і койперская. Такі падзел перыядызуе адносны геалагічны ўзрост планеты. Абсалютны ўзрост, вымяраны ў гадах, дакладна не ўстаноўлены[35][46].

Пасля фарміравання Меркурыя 4,6 млрд гадоў назад адбывалася інтэнсіўная бамбардзіроўка планеты астэроідамі і каметамі. Апошняя моцная бамбардзіроўка планеты адбылася 3,8 млрд гадоў таму. Частка рэгіёнаў, напрыклад, раўніна Спякоты, утваралася таксама за кошт іх запаўнення лавай. Гэта прывяло да ўтварэння гладкіх плоскасцей унутры кратараў, накшталт месяцовых.

Затым, па меры таго, як планета астывала і сціскалася, сталі ўтварацца хрыбты і разломы. Іх можна назіраць на паверхні больш буйных дэталей рэльефу планеты, такіх як кратары і раўніны, што паказвае на больш позні час іх утварэння. Перыяд вулканізму на Меркурыі скончыўся, калі мантыя сціснулася дастаткова, каб лава перастала выходзіць на паверхню планеты. Гэта, верагодна, адбылося ў першыя 700—800 млн гадоў яе гісторыі. Усе наступныя змены рэльефу абумоўлены ўдарамі аб паверхню планеты знешніх цел.

Магнітнае поле[правіць | правіць зыходнік]

Графік, які паказвае адносную напружанасць магнітнага поля Меркурыя
Радыёлакацыйная выява паўночнага полюса Меркурыя

Меркурый валодае магнітным полем, напружанасць якога, паводле вымярэнняў «Марынера-10», прыкладна ў 100 разоў меншая за зямную і складае ~ 300 нТл[7]. Магнітнае поле Меркурыя мае дыпольную структуру[47] і досыць сіметрычнае[33], а яго вось усяго на 10 градусаў адхіляецца ад восі вярчэння планеты[48], што істотна абмяжоўвае кола тэорый, якія тлумачаць яго паходжанне[33]. Магнітнае поле Меркурыя, магчыма, утвараецца ў выніку эфекту дынама, гэта значыць таксама, як і на Зямлі[49][50]. Гэты эфект з'яўляецца вынікам цыркуляцыі вадкага ядра планеты. З-за выяўленага эксцэнтрысітэту планеты ўзнікае надзвычай моцны прыліўны эфект. Ён падтрымлівае ядро ў вадкім стане, што неабходна для праявы эфекту дынама[43].

Магнітнае поле Меркурыя досыць моцнае, каб змяняць кірунак руху сонечнага ветру вакол планеты, ствараючы магнітасферу. Магнітасфера планеты, хоць і настолькі малая, што можа змясціцца ўнутры Зямлі[47], досыць магутная, каб злавіць плазму сонечнага ветру. Назіранні, атрыманыя «Марынерам-10», выявілі нізкаэнергетычную плазму ў магнітасферы на начным баку планеты. У хвасце магнітасферы былі выяўленыя выбухі актыўных часціц, што паказвае на дынамічныя якасці магнітасферы планеты[47].

Падчас другога пралёту планеты 6 кастрычніка 2008 «Месэнджэр» выявіў, што магнітнае поле Меркурыя можа мець значную колькасць акон. Касмічны апарат сутыкнуўся са з'явай магнітных віхраў — сплеценых вузлоў магнітнага поля, якія злучалі карабель з магнітным полем планеты. Віхар дасягаў 800 км у папярочніку, што складае траціну радыуса планеты. Дадзеная віхравая форма магнітнага поля ствараецца сонечным ветрам. Паколькі сонечны вецер абцякае магнітнае поле планеты, яно звязваецца і праносіцца з ім, завіваючыся ў віхрападобныя структуры. Гэтыя віхры магнітнага патоку ўтвараюць вокны ў планетарным магнітным шчыце, праз якія сонечны вецер пранікае і дасягае паверхні Меркурыя[51]. Працэс сувязі планетнага і міжпланетнага магнітных палёў, так званае магнітнае перазлучэнне, — звычайная з'ява ў космасе. Яна ўзнікае і ў Зямлі, калі яна генеруе магнітныя віхры. Аднак, паводле назіранняў «Месэнджэра», частата перазлучэння магнітнага поля Меркурыя ў 10 разоў вышэйшая.

Умовы на Меркурыі[правіць | правіць зыходнік]

Канцэнтрацыя натрыю ў атмасферы Меркурыя

Блізкасць да Сонца і даволі павольнае вярчэнне планеты, а таксама вельмі разрэджаная атмасфера прыводзяць да таго, што на Меркурыі назіраюцца самыя рэзкія перапады тэмператур у Сонечнай сістэме. Гэтаму спрыяе таксама рыхлая паверхня Меркурыя, якая дрэнна праводзіць цяпло (а пры практычна адсутнай атмасферы цяпло можа перадавацца ўглыб толькі за кошт цеплаправоднасці). Паверхня планеты хутка награваецца і астывае, але ўжо на глыбіні ў 1 м сутачныя ваганні перастаюць адчувацца, а тэмпература становіцца стабільнай, роўнай прыблізна +75 °C[52].

Сярэдняя тэмпература яго дзённай паверхні роўная 623 К (349,9 °C), начной — усяго 103 К (-170,2 °C). Мінімальная тэмпература на Меркурыі роўная 90 К (-183,2 °C), а максімум, якi дасягаецца апоўдні на «гарачых даўготах» пры знаходжанні планеты паблізу перыгелія, — 700 К (426,9 °C)[53].

Нягледзячы на такія ўмовы, у апошні час выказваюцца здагадкі, што на паверхні Меркурыя можа існаваць лёд. Радарныя даследаванні прыпалярных абласцей планеты паказалі, што там ёсць участкі дэпалярызацыі ад 50 да 150 км. Найбольш верагодна, што рэчыва, якое адбівае радыёхвалі, — гэта звычайны вадзяны лёд[4][54]. Паступаючы на паверхню Меркурыя пры ўдарах аб яе камет, вада выпараецца і падарожнічае па планеце, пакуль не замерзне ў палярных абласцях на дне глыбокіх кратараў, куды ніколі не зазірае Сонца, і дзе лёд можа захоўвацца практычна неабмежавана доўга.

Пры пралёце касмічнага апарата «Марынер-10» міма Меркурыя было ўстаноўлена, што планета мае вельмі разрэджаную атмасферу, ціск якой у 5×1011 раз меншы за ціск зямной атмасферы. У такіх умовах атамы часцей сутыкаюцца з паверхняй планеты, чым адзін з адным. Атмасферу складаюць атамы, захопленыя з сонечнага ветру або выбітыя сонечным ветрам з паверхні, — гелій, натрый, кісларод, калій, аргон, вадарод. Сярэдні час жыцця асобнага атама ў атмасферы — каля 200 сутак.

Вадарод і гелій, імаверна, паступаюць на планету з сонечным ветрам, пранікаючы ў яе магнітасферу, і затым адлятаюць назад у космас. Радыеактыўны распад элементаў у кары Меркурыя з'яўляецца іншай крыніцай гелію, натрыю і калію. Прысутнічаюць вадзяныя пары, якія выдзяляюцца ў выніку шэрагу працэсаў, такіх як удары камет аб паверхню планеты, утварэнне вады з вадароду сонечнага ветру і кіслароду камянёў, сублімацыя з лёду, які знаходзіцца ў пастаянна зацененых палярных кратарах. Знаходжанне значнай колькасці роднасных вадзе іонаў, такіх як O+, OH і H2O+, стала нечаканасцю[55][56].

Паколькі значная колькасць гэтых іонаў была знойдзена ў космасе вакол Меркурыя, навукоўцы дапускаюць, што яны ўтварыліся з малекул вады, разбураных на паверхні або ў экзасферы планеты сонечным ветрам[57][58].

5 лютага 2008 г. група астраномаў з Бостанскага ўніверсітэта пад кіраўніцтвам Джэфры Бамгарднера абвясціла аб адкрыцці каметападобнага хваста ў планеты Меркурый даўжынёй больш за 2,5 млн км. Выявілі яго пры назіраннях з наземных абсерваторый ў лініі натрыю. Да гэтага было вядома аб хвасце даўжынёй не больш за 40 тыс. км. Першая выява дадзенай групай была атрымана ў чэрвені 2006 года на 3,7-метровым тэлескопе Ваенна-паветраных сіл ЗША на гары Халеакала (Гаваі), а затым выкарыстоўвалі яшчэ тры меншыя інструменты: адзін на Халеакала і два на абсерваторыі Макдональд (штат Тэхас). Тэлескоп з 4-цалевай апертурай (100 мм) выкарыстоўваўся для стварэння выявы з вялікім полем агляду. Выява доўгага хваста Меркурыя была атрымана ў маі 2007 года Джодзі Вілсанам (старшы навуковы супрацоўнік) і Карлам Шмітам (аспірант)[59]. Бачная даўжыня хваста для назіральніка з Зямлі складае каля 3° .

Новыя дадзеныя аб хвасце Меркурыя з'явіліся пасля другога і трэцяга пралёту АМС «Месэнджэр» у пачатку лістапада 2009 г.[60] На аснове гэтых дадзеных супрацоўнікі НАСА змаглі прапанаваць мадэль гэтай з'явы[61].

Даследаванні[правіць | правіць зыходнік]

Асаблівасці назірання з Зямлі[правіць | правіць зыходнік]

Бачная зорная велічыня Меркурыя вагаецца ад −1,9[1] да 5,5, але яго нялёгка заўважыць з-за невялікай вуглавой адлегласці ад Сонца (максімум 28,3°)[14]. У высокіх шыротах планету ніколі нельга ўбачыць на цёмным начным небе: Меркурый бачны на працягу вельмі невялікага прамежку часу пасля наступлення змяркання[62]. Найлепшым часам для назіранняў планеты з'яўляюцца ранішнія ці вячэрнія прыцемкі ў перыяды яго элангацый (перыядаў максімальнага аддалення Меркурыя ад Сонца на небе, якія бываюць некалькі разоў у год).

Найбольш спрыяльныя ўмовы для назірання Меркурыя — у нізкіх шыротах і каля экватара: гэта звязана з тым, што працягласць змяркання там найменшая. У сярэдніх шыротах знайсці Меркурый значна цяжэй і магчыма толькі ў перыяд найлепшых элангацый, а ў высокіх шыротах немагчыма наогул. Найбольш спрыяльныя ўмовы для назірання Меркурыя ў сярэдніх шыротах абодвух паўшар'яў складваюцца каля раўнадзенстваў (працягласць змяркання пры гэтым мінімальная).

Старажытныя і сярэдневяковыя назіранні[правіць | правіць зыходнік]

Мадэль руху Меркурыя, прапанаваная Ібн аш-Шацірам

Найбольш ранняе вядомае назіранне Меркурыя было зафіксавана ў табліцах «Муль Апін» (зборнік вавілонскіх астралагічных табліц). Гэта назіранне, хутчэй за ўсё, было выканана асірыйскімі астраномамі прыкладна ў XIV стагоддзі да н. э.[63]. Шумерскую назву, якая выкарыстоўваецца для абазначэння Меркурыя ў табліцах «Муль Апін», можна транскрыбаваць ў выглядзе UDU.IDIM.GU\U4.UD («планета, што скача»)[64]. Першапачаткова планету асацыявалі з богам Нінуртай[65], а ў больш позніх запісах яе называюць «Набу» у гонар бога мудрасці і пісцовага мастацтва[66].

У Старажытнай Грэцыі ў часы Гесіёда планету ведалі пад імёнамі Στίλβων («Сцілбон») і Ἑρμάων («Гермаон»)[67]. Назва «Гермаон» з'яўляецца формай імя бога Гермеса[68]. Пазней грэкі сталі называць планету «Апалон».

Існуе гіпотэза, што назва «Апалон» адпавядала бачнасці на ранішнім небе, а «Гермес» («Гермаон») на вячэрнім[69][70]. Рымляне назвалі планету ў гонар хутканогага бога гандлю Меркурыя, які адпавядаў грэчаскаму богу Гермесу, за тое, што ён перамяшчаецца па небе хутчэй за астатнія планеты[71][72]. Астраном Клаўдзій Пталемей, які жыў у рымскія часы ў Егіпце, напісаў пра магчымасць праходжання планеты па дыску Сонца ў сваёй працы «Гіпотэзы пра планеты». Ён выказаў здагадку, што такое праходжанне ніколі не назіралася таму, што Меркурый занадта малы для назірання ці таму, што гэта з'ява здараецца нячаста[73].

У Старажытным Кітаі Меркурый называўся Чэнь-сін (кіт.: 辰星), «Ранішняя зорка». Ён асацыяваўся з кірункам на поўнач, чорным колерам і элементам вады ў У-сін[74]. Паводле дадзеных «Ханьшу»(руск.) бел., сінадычны перыяд Меркурыя кітайскімі навукоўцамі прызнаваўся роўным 115,91 дзён, а паводле дадзеных «Хоў Ханьшу»(руск.) бел. — 115,88 дзён[75]. У сучаснай кітайскай, карэйскай, японскай і в'етнамскай культурах планета стала называцца «Вадзяная зорка» (кіт.: 水星).

Індыйская міфалогія называла Меркурый іменем Будха (санскр.: बुधः). Гэты бог, сын Сомы, вяршэнстваваў па серадах. У германскім паганстве бог Одзін таксама асацыяваўся з планетай Меркурый і з серадой[76]. Індзейцы мая прадстаўлялі Меркурый як саву (ці, магчыма, як чатыры савы, прычым дзве адпавядалі ранішняму з'яўленню Меркурыя, а дзве — вячэрняму), якая была пасланнікам замагільнага свету[77]. На іўрыце Меркурый называўся «Коха Хама» (іўр.: כוכב חמה, «Сонечная планета»)[78].

Меркурый на зорным небе (уверсе, над Месяцам і Венерай), Паранальская абсерваторыя

У індыйскім астранамічным трактаце «Сур'я-сідханта», датаваным V стагоддзем, радыус Меркурыя быў ​​ацэнены ў 2420 км. Памылка ў параўнанні з сапраўдным радыусам (2439,7 км) складае менш за 1 %. Аднак гэтая ацэнка грунтавалася на недакладным дапушчэнні аб вуглавым дыяметры планеты, які быў прыняты за 3 вуглавыя хвіліны.

У сярэдневяковай арабскай астраноміі навуковец з Андалусіі Аз-Заркалі апісаў дэферэнт геацэнтрычнай арбіты Меркурыя як авал, падобны на яйка або кедравы арэх. Тым не менш, гэтае дапушчэнне не аказала ўплыву на яго астранамічную тэорыю і яго астранамічныя вылічэнні[79][80]. У XII стагоддзі Ібн Баджа назіраў дзве планеты ў выглядзе плям на паверхні Сонца. Пазней астраном марагінскай абсерваторыі Аш-Шыразі выказаў здагадку, што яго папярэднік назіраў праходжанне Меркурыя і (або) Венеры[81]. У Індыі астраном кералійскай школы Нілаканса Самаяджы ў XV стагоддзі распрацаваў часткова геліяцэнтрычную планетарную мадэль, у якой Меркурый круціўся вакол Сонца, якое, у сваю чаргу, круцілася вакол Зямлі. Гэтая сістэма была падобная на сістэму Ціха Браге, распрацаваную ў XVI стагоддзі[82].

Сярэдневяковыя назіранні Меркурыя ў паўночных частках Еўропы ўскладняліся тым, што планета заўсёды назіраецца на зары — ранішняй або вячэрняй — на фоне змрочнага неба і даволі нізка над гарызонтам (асабліва ў паўночных шыротах). Перыяд яго найлепшай бачнасці (элангацыя) бывае некалькі разоў у годзе (працягваючыся каля 10 дзён). Нават у гэтыя перыяды ўбачыць Меркурый няўзброеным вокам няпроста (адносна няяркая зорачка на даволі светлым фоне неба). Існуе гісторыя, што Мікалай Капернік, які назіраў астранамічныя аб'екты ва ўмовах паўночных шырот і туманнага клімату Прыбалтыкі, шкадаваў, што за ўсё жыццё так і не ўбачыў Меркурый. Гэтая легенда склалася зыходзячы з таго, што ў працы Каперніка «Аб кручэнні нябесных сфер» не прыводзіцца ні аднаго прыкладу назіранняў Меркурыя, аднак ён апісаў планету, выкарыстоўваючы вынікі назіранняў іншых астраномаў. Як ён сам сказаў, Меркурый ўсё ж такі можна «вылавіць» з паўночных шырот, праявіўшы цярпенне і хітрасць. Такім чынам, Капернік цалкам мог назіраць Меркурый і назіраў яго, але апісанне планеты рабіў па выніках чужых даследаванняў[83].

Назіранні з дапамогай тэлескопаў[правіць | правіць зыходнік]

Праходжанне Меркурыя па дыску Сонца. Меркурый бачны як маленькі пункт крыху ніжэй цэнтра карцінкі

Першыя назіранні Меркурыя праз тэлескоп зрабіў Галілеа Галілей у пачатку XVII стагоддзя. Хоць ён назіраў фазы Венеры, яго тэлескоп не быў дастаткова магутным, каб назіраць фазы Меркурыя. 7 лістапада 1631 года П'ер Гасендзі зрабіў першыя тэлескапічныя назіранні праходжання планеты па дыску Сонца[84]. Момант праходжання быў ​​вылічаны да гэтага Іаганам Кеплерам. У 1639 Джавані Зупі з дапамогай тэлескопа адкрыў, што арбітальныя фазы Меркурыя падобныя да фаз Месяца і Венеры. Назіранні канчаткова прадэманстравалі, што Меркурый паварочваецца вакол Сонца[13].

Вельмі рэдка здараецца пакрыццё адной планетай дыска іншай, якое назіраецца з Зямлі. Венера пакрывае Меркурый раз у некалькі стагоддзяў, і гэта падзея назіралася толькі адзін раз у гісторыі — 28 мая 1737 года Джонам Бевісам ў Каралеўскай Грынвіцкай абсерваторыі[85]. Наступнае пакрыццё Венерай Меркурыя будзе 3 снежня 2133 года[86].

Цяжкасці, якія суправаджаюць назіранне Меркурыя, прывялі да таго, што ён доўгі час быў вывучаны горш за астатнія планеты. У 1800 годзе Ёган Шротэр, які назіраў дэталі паверхні Меркурыя, абвясціў аб тым, што назіраў на ёй горы вышынёй 20 км. Фрыдрых Бесэль, выкарыстоўваючы замалёўкі Шротэра, памылкова вызначыў перыяд кручэння вакол сваёй восі ў 24 гадзіны і нахіл восі ў 70°[87]. У 1880-х гадах Джавані Скіяпарэлі картаграфаваў планету больш дакладна і выказаў дапушчэнне, што перыяд вярчэння складае 88 дзён і супадае з сідэрычным перыядам абароту вакол Сонца з-за прыліўных сіл[88]. Працу па картаграфаванню Меркурыя працягнуў Эжэн Антаніядзі, які ў 1934 годзе выдаў кнігу, дзе былі прадстаўлены старыя карты і яго ўласныя назіранні[47]. Многія дэталі паверхні Меркурыя атрымалі сваю назву па картах Антаніядзі[89].

Італьянскі астраном Джузэпэ Каломба заўважыў, што перыяд кручэння складае 23 ад сідэрычнага перыяду абароту Меркурыя, і выказаў меркаванне, што гэтыя перыяды трапляюць у рэзананс 3:2[90]. Дадзеныя з «Марынера-10» пасля пацвердзілі гэту здагадку[91]. Гэта не азначае, што карты Скіяпарэлі і Антаніядзі няслушныя. Проста астраномы бачылі адны і тыя ж дэталі планеты кожны другі абарот яе вакол Сонца, заносілі іх у карты і ігнаравалі назіранні ў той час, калі Меркурый быў павернуты да Сонца іншым бокам, бо з-за геаметрыі арбіты ў гэты час умовы для назірання былі дрэннымі[87].

Блізкасць Сонца стварае некаторыя праблемы і для тэлескапічнага вывучэння Меркурыя. Так, напрыклад, тэлескоп «Хабл» ніколі не выкарыстоўваўся і не будзе выкарыстоўвацца для назірання гэтай планеты. Яго прылады не дазваляюць праводзіць назіранні блізкіх да Сонца аб'ектаў — пры спробе зрабіць гэта апаратура атрымае незваротныя пашкоджанні[92].

Даследаванні Меркурыя сучаснымі метадамі[правіць | правіць зыходнік]

Здымак участка паверхні Меркурыя, атрыманы АМС «Месэнджэр». У правым ніжнім вугле — частка кратэра Sveinsdóttir з уступам Бігль
Першыя выявы Меркурыя з высокім разрозненнем, атрыманыя АМС «Месэнджэр», 22 студзеня 2008 г.

Меркурый — найменш вывучаная планета зямной групы. Да тэлескапічных метадаў яго вывучэння ў XX стагоддзі дадаліся радыёастранамічныя, радыёлакацыйныя і даследаванні з дапамогай касмічных апаратаў. Радыёастранамічныя вымярэнні Меркурыя былі ўпершыню праведзены ў 1961 годзе Ховардам, Барэтам і Хэдакам з дапамогай рэфлектара з двума ўсталяванымі на ім радыёметрамі[93]. К 1966 году на аснове назапашаных дадзеных атрыманы нядрэнныя ацэнкі тэмпературы паверхні Меркурыя: 600 К у падсонечным пункце і 150 К на неасветленым баку. Першыя радыёлакацыйныя назіранні былі праведзеныя ў чэрвені 1962 групай В. А. Кацельнікава ў ІРЭ, яны выявілі падабенства адбівальных уласцівасцей Меркурыя і Месяца. У 1965 годзе падобныя назірання на радыётэлескопе ў Арэсіба дазволілі ацаніць перыяд кручэння Меркурыя: 59 дзён[94].

Развіццё электронікі і інфарматыкі зрабіла магчымымі наземныя назіранні Меркурыя з дапамогай прыёмнікаў выпраменьвання ПЗС(руск.) бел. і наступную камп'ютарную апрацоўку здымкаў. Адным з першых серыі назіранняў Меркурыя з ПЗС-прыёмнікамі ажыццявіў ў 1995—2002 гадах Ёхан Варэл ў абсерваторыі на востраве Ла Пальма на паўмятровым сонечным тэлескопе. Варэл выбіраў лепшыя са здымкаў, не выкарыстоўваючы камп'ютарнае звядзенне. Звядзенне пачалі прымяняць у Абастуманскай астрафізічнай абсерваторыі да серый фотаздымкаў Меркурыя, атрыманых 3 лістапада 2001 года, а таксама ў абсерваторыі Скінакас Іракліёнскага ўніверсітэта да серый ад 1-2 мая 2002 года; для апрацоўкі вынікаў назіранняў ужылі метад карэляцыйнага сумяшчэння. Атрыманая выява планеты была падобная з фотамазаікай «Марынера-10», абрысы невялікіх утварэнняў памерамі 150—200 км паўтараліся. Так была складзена карта Меркурыя для даўгот 210—350°[95].

Марынер-10 — першы касмічны апарат, які дасягнуў Меркурыя

Толькі два касмічныя апараты былі накіраваны для даследавання Меркурыя. Першым быў «Марынер-10», які ў 1974—1975 гадах тройчы праляцеў міма Меркурыя; максімальнае збліжэнне складала 320 км. У выніку было атрымана некалькі тысяч здымкаў, якія пакрываюць прыкладна 45 % паверхні планеты. Далейшыя даследаванні з Зямлі паказалі, што ў палярных кратарах можа існаваць вадзяны лёд.

У цяперашні час НАСА ажыццяўляе другую місію да Меркурыя пад назвай «Месэнджэр». Апарат быў запушчаны 3 жніўня 2004 г., а ў студзені 2008 года ўпершыню абляцеў Меркурый. 17 сакавіка 2011 г., здзейсніўшы шэраг гравітацыйных манеўраў паблізу Меркурыя, Зямлі і Венеры, зонд «Месэнджэр» выйшаў на арбіту Меркурыя. Меркавалася, што з дапамогай апаратуры, усталяванай на ім, зонд зможа даследаваць ландшафт планеты, склад яе атмасферы і паверхні; таксама абсталяванне «Месэнджэра» дазволіць весці даследаванні энергічных часціц і плазмы.[96].

17 чэрвеня 2011 года стала вядома, што, паводле дадзеных першых даследаванняў, праведзеных КА «Месэнджэр», магнітнае поле планеты не сіметрычнае адносна палюсоў; такім чынам, паўночнага і паўднёвага полюса Меркурыя дасягае розная колькасць часціц сонечнага ветру. Таксама быў праведзены аналіз распаўсюджанасці хімічных элементаў на планеце[97].

Перспектывы

Еўрапейскім касмічным агенцтвам (ESA) сумесна з японскім агенцтвам аэракасмічных даследаванняў (JAXA) распрацоўваецца місія «Бепі Каломба», якая складаецца з двух касмічных апаратаў: Mercury Planetary Orbiter (MPO) і Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO). Еўрапейскі апарат MPO будзе даследаваць паверхню Меркурыя і яго глыбіні, у той час як японскі MMO будзе назіраць за магнітным полем і магнітасферай планеты. Запуск BepiColombo плануецца на 2015 год, а ў 2021 годзе ён выйдзе на арбіту вакол Меркурыя, дзе і падзеліцца на два складнікі.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 1,13 1,14 1,15 1,16 1,17 1,18 1,19 1,20 1,21 1,22 1,23 David R. Williams. Mercury Fact Sheet (англ.) . NASA (30 ноября 2007). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 12 лютага 2009.
  2. The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter (2009-04-03). Архівавана з першакрыніцы 20 студзеня 2013. Праверана 3 красавіка 2009.
  3. Solar System Exploration: Planets: Mercury: Facts & Figures. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 9 чэрвеня 2011.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 С. А. Язев. Лекции о Солнечной системе: Учебное пособие. — СПб: Лань, С. 45-56, 2011. ISBN 978-5-8114-1253-2
  5. 5,0 5,1 Проект «Исследование Солнечной системы», Меркурий
  6. Margot, L.J.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; Holin, I. V. (2007). "Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core". Science 316 (5825): 710–714. doi:10.1126/science.1140514. PMID 17478713. Bibcode2007Sci...316..710M. 
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 Mercury Fact Sheet. NASA Goddard Space Flight Center (November 30, 2007). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 28 мая 2008.
  8. 8,0 8,1 Mallama, A.; Wang, D.; Howard, R.A. (2002). "Photometry of Mercury from SOHO/LASCO and Earth". Icarus 155 (2): 253–264. doi:10.1006/icar.2001.6723. Bibcode2002Icar..155..253M. 
  9. Mallama, A. (2011). "Planetary magnitudes". Sky and Telescope 121(1): 51–56. 
  10. Espenak, Fred Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006. NASA Reference Publication 1349. NASA (July 25, 1996). Архівавана з першакрыніцы 16 кастрычніка 2012. Праверана 23 мая 2008.
  11. 11,0 11,1 Vasavada, Ashwin R.; Paige, David A.; Wood, Stephen E. (19 February 1999). "Near-Surface Temperatures on Mercury and the Moon and the Stability of Polar Ice Deposits". Icarus 141: 179–193. doi:10.1006/icar.1999.6175. Figure 3 with the "TWO model"; Figure 5 for pole. Bibcode1999Icar..141..179V. http://www.gps.caltech.edu/classes/ge151/references/vasavada_et_al_1999.pdf. 
  12. ESA Science & Technology: Background Science (англ.) . Еўрапейскае касмічнае агенцтва. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 20 сакавіка 2009.
  13. 13,0 13,1 13,2 Strom, Robert G.; Sprague, Ann L. (2003). Exploring Mercury: the iron planet. Springer. ISBN 1-85233-731-1. 
  14. 14,0 14,1 Сведения о Меркурии. Gect.ru. Географический информационный проект. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 7 чэрвеня 2011.
  15. Впервые составлена полная карта Меркурия. Lenta.ru (16 декабря 2009). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 13 жніўня 2010.
  16. 16,0 16,1 Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha. Mercury: Facts & Figures. Solar System Exploration. NASA (May 28, 2009). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 7 красавіка 2008.
  17. Всё о Меркурии. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 9 чэрвеня 2011.
  18. Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии: учебное пособие — Москва: Едиториал УРСС, 2004. — P. 306. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2.
  19. Алексей Левин. Меркурий — планета ближайшая к Солнцу. журнал «Популярная механика». Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 3 сакавіка 2011.
  20. Philippe Blondel, John W. Mason. Solar System Update. Springer-Verlag 2006. ISBN 978-3-540-26056-1
  21. Clemence G. M. The Relativity Effect in Planetary Motions (англ.)  // Reviews of Modern Physics. — 1947. — Vol. 19. — P. 361—364. — DOI:10.1103/RevModPhys.19.361 (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  22. Le Verrier U. Lettre de M. Le Verrier à M. Faye sur la théorie de Mercure et sur le mouvement du périhélie de cette planète (фр.)  // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l'Académie des sciences. — 1859. — Vol. 49. — P. 379—383.(Праверана 12 чэрвеня 2011)
  23. Baum, Richard; Sheehan, William (1997). In Search of Planet Vulcan, The Ghost in Newton's Clockwork Machine. New York: Plenum Press. ISBN 0-306-45567-6. 
  24. А. Ф. Богородский. Всемирное тяготение. — Киев: Наукова думка, 1971. Глава 2.
  25. Gilvarry J. J. Relativity Precession of the Asteroid Icarus (англ.)  // Physical Review. — 1953. — Vol. 89. — P. 1046. — DOI:10.1103/PhysRev.89.1046 (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  26. Anonymous. 6.2 Anomalous Precession. Reflections on Relativity. MathPages. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 22 мая 2008.
  27. Бывший спутник Венеры?
  28. Cf. R. S. Harrington, T. C. van Flandern. A Dynamical Investigation of the Conjecture that Mercury is an Escaped Satellite of Venus // Icarus 28, (1976), pp. 435—440.
  29. Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W. Collisional stripping of Mercury's mantle (англ.) . SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service (June 1988). doi:10.1016/0019-1035(88)90118-2. Праверана 10 лістапада 2013.
  30. C. T. Russell and J. G. Luhmann. Mercury: magnetic field and magnetosphere. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 16 сакавіка 2007.
  31. Mercury Gets a Dose of Extra Iron , scienceNOW (21.03.2012).(англ.) 
  32. Астрономы увеличили железное ядро Меркурия , Lenta.ru (22.03.2012).
  33. 33,0 33,1 33,2 MESSENGER Reveals More «Hidden» Territory on Mercury (англ.) . Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 10 чэрвеня 2011.
  34. 34,0 34,1 Larry R. Nittler et al. The Major-Element Composition of Mercury’s Surface from MESSENGER X-ray Spectrometry (англ.)  // Science. — 2011. — Vol. 333. — P. 1847—1850. — DOI:10.1126/science.1211567
  35. 35,0 35,1 Spudis P. D. The Geological History of Mercury (англ.)  // Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior. — Chicago: 2001. — P. 100. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  36. Shiga, David. Bizarre spider scar found on Mercury's surface. NewScientist.com news service (January 30, 2008). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012.
  37. R. A. De Hon, D. H. Scott, J. R. Underwood Jr. Geologic Map of the Kuiper (H-6) Quadrangle of Mercury (1981). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012.
  38. На Меркурии нашли «отпечаток» Микки Мауса
  39. Gold, Lauren. Mercury has molten core, Cornell researcher shows. Chronicle Online. Cornell University (May 3, 2007). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 12 мая 2008.
  40. Finley, Dave. Mercury's Core Molten, Radar Study Shows. National Radio Astronomy Observatory (May 3, 2007). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 12 мая 2008.
  41. 41,0 41,1 Benz W., Slattery W. L., Cameron A. G. W. Collisional stripping of Mercury’s mantle (англ.)  // Icarus. — 1988. — Vol. 74. — P. 516—528. — DOI:10.1016/0019-1035(88)90118-2 (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  42. Patrick N. Peplowski et al. Radioactive Elements on Mercury’s Surface from MESSENGER: Implications for the Planet’s Formation and Evolution (англ.)  // Science. — 2011. — Vol. 333. — P. 1850—1852. — DOI:10.1126/science.1211576
  43. 43,0 43,1 Spohn T.; Sohl F.; Wieczerkowski K.; Conzelmann V. The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo // Planetary and Space Science. — 2001. — Vol. 49. — P. 1561—1570. — DOI:10.1016/S0032-0633(01)00093-9 (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  44. Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe — National Geographic Society.
  45. Anderson J. D. et al. Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data (англ.)  // Icarus. — Academic Press, 1996. — Vol. 124. — P. 690—697. — DOI:10.1006/icar.1996.0242 (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  46. Map of Mercury (PDF, large image). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 8 чэрвеня 2011.
  47. 47,0 47,1 47,2 47,3 Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew (1999). The New Solar System. Cambridge University Press. ISBN 0-52-164587-5. 
  48. Staff. Mercury’s Internal Magnetic Field. NASA (January 30, 2008). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 7 красавіка 2008.
  49. Gold, Lauren. Mercury has molten core, Cornell researcher shows. Cornell University (May 3, 2007). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 7 красавіка 2008.
  50. Christensen U. R. A deep dynamo generating Mercury's magnetic field (англ.)  // Nature. — 2006. — Vol. 444. — DOI:10.1038/nature05342PMID 17183319. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  51. Steigerwald, Bill. Magnetic Tornadoes Could Liberate Mercury’s Tenuous Atmosphere. NASA Goddard Space Flight Center (June 2, 2009). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 18 ліпеня 2009.
  52. Что есть что. Планеты. Меркурий. — Москва: Слово/Slovo, 2000.
  53. Background Science. BepiColombo. European Space Agency (August 6, 2010). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 6 жніўня 2010.
  54. Slade M. A., Butler B. J., Muhleman D. O. Mercury radar imaging — Evidence for polar ice (англ.)  // Science. — 1992. — Vol. 258. — P. 635—640. — DOI:10.1126/science.258.5082.635PMID 17748898. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  55. Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H. (1988). "The Mercury atmosphere". Mercury. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-1085-7. 
  56. Lakdawalla, Emily. MESSENGER Scientists 'Astonished' to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere (July 3, 2008). Архівавана з першакрыніцы 20 студзеня 2013. Праверана 18 мая 2009.
  57. Zurbuchen T. H. et al. MESSENGER Observations of the Composition of Mercury’s Ionized Exosphere and Plasma Environment // Science. — 2008. — Vol. 321. — P. 90—92. — DOI:10.1126/science.1159314PMID 18599777. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  58. Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of. University of Michigan (June 30, 2008). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 18 мая 2009.
  59. Boston University Astronomers Map Full Extent of Mercury's Comet-Like Tail
  60. Hidden Territory on Mercury Revealed. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012.
  61. MESSENGER Teleconference Multimedia Page. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 10 чэрвеня 2011.
  62. Меркурий — характеристики и наблюдение. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 7 чэрвеня 2011.
  63. Schaefer B. E. The Latitude and Epoch for the Origin of the Astronomical Lore in Mul.Apin (англ.)  // American Astronomical Society Meeting 210, #42.05. — American Astronomical Society, 2007. — Vol. 38. — P. 157. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  64. Hunger H., Pingree D. MUL.APIN: An Astronomical Compendium in Cuneiform (ням.)  // Archiv für Orientforschung. — Austria: Verlag Ferdinand Berger & Sohne Gesellschaft MBH, 1989. — Vol. 24. — P. 146.
  65. Куртик Г. Е. Звездное небо древней Месопотамии — СПб.: Алетейя, 2007. — С. 543—545. — ISBN 978-5-903354-36-8.
  66. Staff. MESSENGER: Mercury and Ancient Cultures. NASA JPL (2008). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 7 красавіка 2008.
  67. H. G. Liddell and R. Scott; rev. H. S. Jones and R. McKenzie (1996). Greek-English Lexicon, with a Revised Supplement (9th ed.). Oxford: Clarendon Press. pp. 690 and 1646. ISBN 0-19-864226-1. 
  68. В.Н. Ярхо Ватиканский аноним. О невероятном. (англ.)  // Вестник древней истории. — 1992. (Праверана 7 ліпеня 2011)
  69. Меркурий. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 11 ліпеня 2007.
  70. Меркурий - Сосед солнца. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 11 ліпеня 2007.
  71. Dunne, J. A. and Burgess, E. (1978). "Chapter One". The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office. http://history.nasa.gov/SP-424/ch1.htm. 
  72. Antoniadi, Eugène Michel; Translated from French by Moore, Patrick (1974). The Planet Mercury. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd. pp. 9—11. ISBN 0-90-409402-2. 
  73. Goldstein B. R. The Pre-telescopic Treatment of the Phases and Apparent Size of Venus (англ.)  // Journal for the History of Astronomy. — 1996. — P. 1. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  74. Kelley, David H.; Milone, E. F.; Aveni, Anthony F. (2004). Exploring Ancient Skies: An Encyclopedic Survey of Archaeoastronomy. Birkhäuser. ISBN 0-38-795310-8. 
  75. Духовная культура Китая: энциклопедия. Т. 5 — М.: Вост. лит., 2009. — С. 104.
  76. Bakich, Michael E. (2000). The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. ISBN 0-52-163280-3. 
  77. Milbrath, Susan (1999). Star Gods of the Maya: Astronomy in Art, Folklore and Calendars. University of Texas Press. ISBN 0-29-275226-1. 
  78. Морское чудовище в небе. Центральный совет евреев в Германии (29 студзеня 2010). Праверана 2 сакавіка 2011.
  79. Samsó J., Mielgo H. Ibn al-Zarqālluh on Mercury (англ.)  // Journal for the History of Astronomy. — 1994. — Vol. 25. — P. 289—96 [292]. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  80. Hartner W. The Mercury Horoscope of Marcantonio Michiel of Venice (англ.)  // Vistas in Astronomy. — 1955. — Vol. 1. — P. 84—138 [118—122].
  81. Ansari, S. M. Razaullah (2002). "History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25—26, 1997"., Springer. 
  82. Ramasubramanian K., Srinivas M. S., Sriram M. S. Modification of the Earlier Indian Planetary Theory by the Kerala Astronomers (c. 1500 AD) and the Implied Heliocentric Picture of Planetary Motion (англ.)  // Current Science. — 1994. — Vol. 66. — P. 784—790. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  83. Николай Коперник и Меркурий. Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 10 чэрвеня 2011.
  84. Прохождения планет через диск Солнца // Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона: В 86 томах (82 т. и 4 доп.) — СПб., 1890—1907.
  85. Sinnott R. W., Meeus J. John Bevis and a Rare Occultation (англ.)  // Sky and Telescope. — 1986. — Vol. 72. — P. 220.
  86. Ferris, Timothy (2003). Seeing in the Dark: How Amateur Astronomers. Simon and Schuster. ISBN 0-68-486580-7. 
  87. 87,0 87,1 Colombo G., Shapiro I. I. The Rotation of the Planet Mercury (англ.)  // SAO Special Report #188R. — 1965. — Vol. 188.
  88. Holden E. S. Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury, by Professor Schiaparelli (англ.)  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1890. — Vol. 2. — P. 79. — DOI:10.1086/120099 (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  89. Merton E. Davies, et al. (1978). "Surface Mapping". Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences. http://history.nasa.gov/SP-423/surface.htm. Retrieved on 2008-05-28. 
  90. Colombo G. Rotational Period of the Planet Mercury (англ.)  // Nature. — 1965. — Vol. 208. — P. 575. — DOI:10.1038/208575a0 (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  91. Davies, Merton E. et al. Mariner 10 Mission and Spacecraft. SP-423 Atlas of Mercury. NASA JPL (октябрь 1976). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 7 красавіка 2008.
  92. Interesting Facts About Mercury. Universe Today (англ.) . Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012.
  93. Howard III W. E., Barrett A. H., Haddock F. T. Measurement of Microwave Radiation from the Planet Mercury (англ.)  // Astrophysical Journal. — 1962. — Vol. 136. — P. 995—1004.
  94. Кузьмин А. Д. Результаты радионаблюдений Меркурия, Венеры и Марса (руск.)  // УФН. — 1966. — В. 10. — Т. 90. — С. 303—314.
  95. Ксанфомалити Л. В. Неизвестный Меркурий // В мире науки. — 2008. — № 2. (Праверана 12 чэрвеня 2011)
  96. «Мессенджер» вышел на орбиту Меркурия. Лента.ру (18 марта 2011). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 18 сакавіка 2011.
  97. «Мессенджер» собрал информацию о ямах на Меркурии. Лента.ру (17 июня 2011). Архівавана з першакрыніцы 22 мая 2012. Праверана 17 чэрвеня 2011.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Гребеников Е. А., Рябов Ю. А. Поиски и открытия планет — М.: Наука, 1975. — 216 с. — 65 000 экз.
  • Ксанфомалити Л. В. Неизвестный Меркурий // В мире науки. — 2008. — № 2.
  • Маров М. Я. Планеты Солнечной системы — Наука. — М., 1986. — 320 с.
  • Солнечная система / Ред.-сост. В. Г. Сурдин — Физматлит. — М., 2008. — 400 с. — ISBN 978-5-9221-0989-5.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]