Čiji su infracrveni senzori detektirali spektar karakterističan za isparenu stijenu, kao i mješavinu rastaljene i ponovno očvrsnute lave. Analiza astronoma pokazala je da je to očito posljedica velike kozmičke katastrofe, snažnog sudara dvaju tijela od kojih je jedno bilo barem veličine Mjeseca (masa Mjeseca je oko 74 000 000 000 milijardi tona), a drugo - c Merkur (njegova masa je oko 330 000 000 000 milijardi tona). Prije nekoliko tisuća godina sudarili su se jedno s drugim velikom brzinom. Kao rezultat toga, manje tijelo je potpuno uništeno, glavnina njegove mase je isparila ili ispunila okolni prostor brzo hlađenim prskanjem vruće lave. ovako.

Promatranje je zahvatilo zvjezdani sustav HD 172555, vrlo mladu zvijezdu, staru samo 12 milijuna godina (Sunce ima 4,5 milijardi godina), koja se nalazi 100-tinjak svjetlosnih godina od Zemlje, u južnom zviježđu Pavo. Koristeći ugrađenu opremu teleskopa Spitzer, nakon što su primili spektralne podatke, znanstvenici su na njima identificirali linije koje su karakteristične za amorfne minerale koji sadrže silicij - drugim riječima, topljeno staklo, kao i plinoviti silicijev monoksid (popularno smo objasnili kako se spektri analiziraju u članku “Gledajući sliku”) . Procijenivši masu tih tvari, bilo je moguće pokazati da je ukupna masa više nego dvostruko veća od Mjesečeve. A da se otopi i ispari toliko stijena, energija sudara mora biti jednostavno užasna. Prema proračunima znanstvenika, tijela su se trebala sudarati jedno s drugim brzinom većom od 10 km/s.

“Da bi se stijena otopila i isparila, brzina sudara mora biti jako velika”, kaže astronom Carey Lisse, jedan od autora rada koji je otkrio detalje ovog događaja.”Takvi fenomeni su zaista rijetki i brzo prolaze, ali igraju ključnu ulogu u formiranju planeta poput naše Zemlje i satelita poput Mjeseca. Imali smo pravu sreću što smo uočili jednog od njih.”

Prema astronomu i njegovim kolegama, ovaj je sudar umnogome podsjećao na onaj koji je jednom, prije otprilike 4 milijarde godina, doveo do pojave jedinog prirodnog satelita našeg planeta (najbolje je pročitati o ovoj popularnoj teoriji o “ utjecaj” porijeklo Mjeseca u članku “Prekrasna Selena”). Vjeruje se da je tada tijelo veličine Marsa udarilo u Zemlju. Udarac je bio toliko jak da se površina našeg (još uvijek mladog) planeta otopila, a fragmenti bačeni u svemir zasuli su cijeli svemir blizu Zemlje. Tijekom godina privlačili su jedno drugo, formirajući jedno tijelo - Mjesec. Ono što se danas opaža u tom zvjezdanom sustavu blisko je toj katastrofi i po prirodi i po razmjerima. Možda će se za milijune godina ondje pojaviti mladi mjesec.

Rana povijest Sunčevog sustava bila je puna takvih katastrofa. Na primjer, znanstvenici vjeruju da su upravo oni doveli do činjenice da je Merkur izgubio vanjsku ljusku, Uran se okreće, "ležeći na boku", a Venera se okreće u suprotnom smjeru. Sve je to trošak procesa rasta, baš kao i “udarci” u adolescenciji.

Obrazovanje

Koje je nebesko tijelo veće - Mjesec ili Merkur? Zašto bi ova nebeska tijela mogla biti korisna Zemljanima?

23. ožujka 2017

Merkur je jedan od najmanjih planeta u Sunčevom sustavu, koji se nalazi na najbližoj udaljenosti od Sunca. Mjesec je nebesko tijelo koje se nalazi relativno blizu Zemlje. Ukupno je u cijeloj povijesti čovječanstva Mjesec posjetilo 12 ljudi. Satelit leti do Merkura u roku od šest mjeseci. Danas su potrebna samo tri dana da se stigne do Mjeseca. Zašto su oba ova nebeska tijela zanimljiva astronomima i drugim znanstvenicima?

Zašto zemljanima trebaju Mjesec i Merkur?

Najčešće postavljeno pitanje u vezi s njima je: “Koje je nebesko tijelo veće - Mjesec ili Merkur?” Zašto to toliko znači znanstvenicima? Činjenica je da je Merkur najbliži kandidat za kolonizaciju. Kao i Mjesec, Merkur nije okružen atmosferom. Dan ovdje traje jako dugo i iznosi čak 59 zemaljskih dana.

Planet se vrlo sporo okreće oko svoje osi. Ali ne samo pitanje koje je nebesko tijelo veće - Mjesec ili Merkur - zanima znanstvenike u vezi s mogućom kolonizacijom. Činjenica je da bi istraživanje Merkura moglo biti otežano njegovom blizinom glavnom svjetiljku našeg sustava. No znanstvenici sugeriraju da na polovima planeta možda postoje ledene kape koje bi mogle olakšati proces kolonizacije.

Planet najbliži Suncu

S druge strane, neposredna blizina zvijezde može jamčiti stalnu opskrbu sunčevom energijom, ako znanstvenici ipak uspiju kolonizirati planet i izgraditi na njemu energetske stanice. Istraživači vjeruju da zbog blagog nagiba Merkura na njegovom teritoriju mogu postojati područja koja se nazivaju "vrhovi vječne svjetlosti". Oni su od najvećeg interesa za znanstvenike. Merkurovo tlo sadrži velike naslage rude koje se mogu koristiti za stvaranje svemirskih postaja. A njezino je tlo bogato elementom Helij-3, koji bi također mogao postati izvor neiscrpne energije.

Poteškoće u proučavanju Merkura

Merkur je astronomima oduvijek bio vrlo težak za proučavanje. Prvenstveno zbog činjenice da je planet zaklonjen sjajnim zrakama glavne zvijezde sustava. Zato znanstvenici dugo nisu mogli utvrditi koje je nebesko tijelo veće - Mjesec ili Merkur. Planet koji rotira u blizini Sunca uvijek se pokaže da je okrenut istom stranom prema zvijezdi. Unatoč tome, znanstvenici su u prošlosti pokušali mapirati daleku stranu Merkura. Ali nije bila jako popularna i tretirana je sa skepsom. Vrlo dugo je bilo izuzetno teško odrediti koje je nebesko tijelo veće - Mjesec ili Merkur. Fotografije ovih planeta omogućile su nam da zaključimo da su približno isti.

Krateri na Mjesecu i Merkuru

Neka od prvih astronomskih otkrića bila su otkrića kratera na Marsu i Mjesecu. Tada su znanstvenici očekivali da će ih na Merkuru biti dosta. Uostalom, ovaj se planet po veličini nalazi između Mjeseca i Marsa. Mjesec ili Merkur - što je veće i kakve to veze ima s kraterima? Sve se to saznalo nakon što je međuplanetarna postaja nazvana Mariner 10 dva puta obletjela Merkur. Snimila je ogroman broj fotografija, a sastavljene su i detaljne karte Merkura. Sada je o planetu bilo toliko znanja koliko o Zemljinom satelitu.

Pokazalo se da na teritoriju Merkura ima isto toliko kratera koliko i na Mjesecu. I takva je površina imala potpuno isto podrijetlo - za sve su bile krive nebrojene kiše meteorita i snažni vulkani. Čak ni znanstvenik s fotografija ne bi mogao razlikovati površinu Merkura od površine Zemljinog satelita.

Meteoritske jame na ovim nebeskim tijelima nastaju zbog nedostatka atmosfere koja bi ublažila udarce izvana. Ranije su znanstvenici vjerovali da Merkur još uvijek ima atmosferu, samo vrlo razrijeđenu. Gravitacija planeta ne može održati atmosferu na površini koja bi mogla biti slična Zemljinoj. Ipak, instrumenti postaje Mariner 10 pokazali su da je koncentracija plinova u blizini površine planeta veća nego u svemiru.

Je li moguća kolonizacija Mjeseca?

Prva prepreka koja stoji na putu onima koji sanjaju o tome da nasele Zemljin satelit je njegova stalna osjetljivost na meteoritsko bombardiranje. Napadi meteorita, kako su ustanovili znanstvenici, događaju se stotinu puta češće nego što se mislilo. Na površini Mjeseca neprestano se događaju razne promjene. Meteoritski krateri mogu biti u promjeru od nekoliko centimetara do 40 metara.

Međutim, 2014. godine Roscosmos je dao izjavu da će do 2030. Rusija započeti program iskopavanja minerala na Mjesecu. S obzirom na takve programe, pitanje koje je nebesko tijelo veće - Mjesec ili Merkur - odlazi u drugi plan. Uostalom, do sada je ova izjava data samo u odnosu na Zemljin satelit. Rusija još ne planira kolonizirati Merkur. Planovi za rudarenje na Mjesecu objavljeni su na Dan kozmonautike 2014. godine. U tu svrhu RAS već razvija znanstveni program.

Mjesec ili Merkur - koji je veći i koji je planet povoljniji za naseljavanje?

Na Merkuru je temperatura oko 430 °C. A može pasti i do -180 °C. Noću se temperatura na površini Zemljinog satelita također spušta do -153 °C, a danju može doseći +120 °C. U tom smislu, ovi su planeti još uvijek jednako nepogodni za kolonizaciju. Koje je nebesko tijelo veće - Mjesec ili Merkur? Odgovor će biti sljedeći: planet je ipak veći. Merkur je veličinom veći od Mjeseca. Promjer Mjeseca je 3474 km, a promjer Merkura 4879 km. Stoga, za sada, snovi o naseljavanju izvan Zemlje ostaju fantazija za čovječanstvo.

U dijelu o pitanju Po čemu se površina Merkura razlikuje od površine Mjeseca? dao autor Odoljeti najbolji odgovor je da je Merkur na mnogo načina sličan Mjesecu: površina mu je izdubljena kraterima i vrlo je star; Tamo nema tektonskih ploča. S druge strane, Merkur je mnogo gušći od Mjeseca (5,43 g/cm3 naspram 3,34 g/cm3 za Mjesec). Merkur je drugo najgušće veliko tijelo u Sunčevom sustavu nakon Zemlje. Velika gustoća Zemlje djelomično se objašnjava gravitacijskom kompresijom; da nije toga, Merkur bi bio gušći od Zemlje. Ova činjenica ukazuje na to da je Merkurova gusta željezna jezgra veća od Zemljine i da vjerojatno čini većinu planeta. Zbog toga Merkur ima relativno tanak silikatni plašt i koru. Glavno mjesto unutar Merkura zauzima velika željezna jezgra polumjera 1800-1900 km. Debljina površinskih silikatnih ljuski (slično Zemljinom plaštu i kori) je 500-600 km. Barem dio jezgre je vjerojatno otopljen. Merkur ima vrlo tanku atmosferu, sastavljenu od atoma koje je solarni vjetar izbacio s njegove površine. Budući da je Merkur tako vruć, ti atomi brzo pobjegnu u svemir. Dakle, za razliku od Zemlje i Venere, čije su atmosfere stabilne, atmosfera Merkura se stalno obnavlja. Na površini Merkura vidljive su goleme strmine, neke duge do stotine kilometara i visoke više od tri kilometra. Neke od tih litica presijecaju kratere i druge značajke reljefa na takav način da sugerira njihov nastanak kao rezultat kompresije. Možemo pretpostaviti da se površina Merkura smanjila za 0,1% (ili da se radijus planeta smanjio za 1 km). Jedno od najvećih obilježja na Merkurovoj površini je bazen Caloris (desno). Promjera je oko 1300 km i sličan je velikim bazenima (morima) na Mjesecu. Poput mora na Mjesecu, nastalo je kao rezultat snažnog sudara u zoru nastanka Sunčevog sustava. Čini se da je isti sudar odgovoran za neobičan krajolik točno na suprotnoj strani planeta

Merkur pripada skupini od četiri zemaljska planeta smještena blizu Sunca. Nalazi se na najkraćoj udaljenosti od zvijezde i nedaleko od Zemlje. Vidjeti planet nije lako: nikada se ne udaljava od Sunca pod kutom većim od 28°, a obično manje. Ovo uklanjanje naziva se elongacija. No, čak i pri najvećoj elongaciji (18-28°), Merkur se na pozadini svijetlog sumračnog neba može promatrati samo kratko vrijeme pri izlasku sunca (slika desno) ili nakon zalaska sunca. Minimalna udaljenost od Merkura je samo 80 milijuna km, ali ga u ovom trenutku nije moguće promatrati ne samo zbog jarke svjetlosti Sunca, već i zato što je njegova noćna strana okrenuta prema Zemlji tijekom tog razdoblja. “Sretan je astronom koji je vidio Merkur”, stoji u srednjovjekovnim astronomskim priručnicima. Ipak, nije teško primijetiti planet ako se sjećate samo kratkih kalendarskih razdoblja njegove vidljivosti, znate gdje ga tražiti i uzmete u obzir da je vidljiv vrlo kratko, teoretski ne više od 1,5 sat, ali praktički puno manje. Uvjeti vidljivosti ponavljaju se nekoliko puta godišnje. Uz pomoć teleskopa Merkur se može vidjeti samo danju, a na njemu je praktički nemoguće prepoznati bilo kakve detalje. Kut pod kojim je planet vidljiv u kvadraturi (polovica diska) u prosjeku iznosi 7,3 luka. S. Teleskop s razlučivošću od oko jedne lučne sekunde (tj. njegova sposobnost da odvoji točke slike razdvojene kutom od 1 s) smatra se "dobrim" u zemaljskim opservatorijima. Stoga na fotografskim slikama Merkur uvijek ostaje mala mutna mrlja. Automatski orbitalni teleskopi, poput Hubblea (HST), mogli bi pomoći, ali, prema upravi teleskopa, ako dođe do pogreške u kretanju instrumenta, snažno zračenje Sunca moglo bi pogoditi jedinstvene instrumente i oštetiti ih. Usput, isto vrijedi i za zemaljske astronomske instrumente za rad s Merkurom.

Reljef Merkura

Unatoč činjenici da fotografije površine Merkura nalikuju "kontinentalnim" područjima Mjeseca, "mora" lunarnog tipa (lava), koja su tako poznata na disku našeg satelita, nisu pronađena s ove strane planeta. Mjesec i Merkur prikazani su u istom mjerilu na gornjoj slici, gdje su detalji niskog kontrasta Merkura u kontrastu s Mjesečevom šaranom površinom.

Površina dotičnog planeta ima karakteristike jedinstvene za Merkur. Postoji nekoliko karakterističnih vrsta reljefa. Najstarija, zasićena je ravnica prekrivena bezbrojnim preklapajućim meteoritskim kraterima, gdje je udar svakog sljedećeg meteoritskog tijela padao na područje koje je već više puta izdubljeno kraterima. Takva je površina prikazana na sl., gdje je veličina još vidljivih detalja 300 m. Sunce sija s lijeve strane i dosta je nisko iznad horizonta. Cijela je površina prekrivena kontinuiranom mrežom kratera i čini se da se ne može razlikovati od kopnenih područja Mjeseca. Gotovo svi su nastali od pada velikih meteoritskih tijela tijekom formiranja planeta, prije otprilike 4 milijarde godina. Prvo su ispadala protoplanetarna tijela (planetezimali) i meteoriti raznih veličina, a zatim sve manji i manji fragmenti čiji su tragovi prekrili cijelo dno kratera s desne strane. U isto vrijeme, velika tijela meteorita ponekad su se srušila na površinu čak iu kasnoj fazi. To je stvorilo dobro očuvani krater promjera 25 km desno i ispod središta slike. Njegovo okno nema tragova kasnijih malih kratera.

Još jedan marker slijeda događaja vidljiv je u donjem lijevom kutu slike, gdje se nalazi veliki krater od šezdeset kilometara s teško uništenim oknom. Na njegovom dnu nalaze se tragovi izlijevanja lave, koja je formirala ogroman tok koji se pomaknuo ulijevo i otvrdnuo, prolazeći više od polovice promjera kratera. Do erupcije je došlo nakon što je glavnina količine meteoritskog materijala ispala. Istovremeno, rijetka i relativno mala tijela padala su na površinu toka lave čak i nakon njegovog formiranja. S većom ili manjom gustoćom, udarne formacije pokrivaju značajan dio trenutno poznate površine Merkura. Događaji koji su na njemu ostavili traga uglavnom su se zbili prije 3,9x109 godina. Potpuno isto izgleda i površina Mjeseca, čija je starost uzoraka izravno utvrđena.

Kinetička energija protoplanetarnih tijela koja su se sudarala s površinom Merkura bila je vrlo visoka. Svaki udarac bio je popraćen snažnom eksplozijom, čija je energija bila osjetno veća od energije običnog eksploziva iste mase kao meteorit. Zanimljivo je da lunarni krateri imaju znatno veće promjere od onih na Merkuru, a formirani su od meteoroida iste mase. Budući da je ubrzanje gravitacije na Merkuru (3,72 m/s2) veće nego na Mjesecu (1,62 m/s2), materijal izbačen tijekom udara meteorita nije pao tako daleko od središta kao na Mjesecu: s istom energijom eksplozije , površina koju pokriva emisija na Merkuru je 5 puta manja nego na Mjesecu.

Ravnice bez kratera ili golemi razmaci između kratera jedinstveni su za Merkur. Međutim, sličnosti u izgledu i regolitu između Mjeseca i Merkura su zapanjujuće. Neki Merkurovi krateri imaju sustav "zraka" koje se protežu na velike udaljenosti. Na Mjesecu, gdje ima mnogo takvih kratera, njihov je opseg puno veći zbog manjeg ubrzanja gravitacije. Na primjer, zrake kratera Tycho idu izvan ruba vidljivog Mjesečevog diska. Poznato je da se svjetlina zraka primjetno povećava prema punom Mjesecu, a zatim slabi, što se objašnjava visokom poroznošću materijala: Sunce obasjava unutrašnjost malih pora materijala zraka tek kad izlazi. visoko iznad horizonta. Visina planina na Merkuru, izračunata prema duljini sjene, pokazala se manjom nego na Mjesecu, što je vjerojatno i zbog razlike u ubrzanju gravitacije. Planine Merkur dosežu 2-4 km, a najveća nadmorska visina Mjesečevog Stjenjaka je 5,8 km.

Neobičan detalj reljefa na Merkuru je strmina (izbočina visoka 2-3 km, koja razdvaja dva uglavnom nerazličita područja). Duljina takvih litica je od stotina do pola tisuće kilometara. Ovo je Discoveryjev škarp. Škrapi su nastali kada je Merkur bio sabijen, što je rezultiralo pomacima i puzanjem pojedinih dijelova njegove kore. Sličan fenomen nije uočen na Mjesecu.

Površina Merkura, kao i površina Mjeseca, lišena je svijetlih boja. Unatoč sličnosti reljefa i regolita Mjeseca i Merkura, površina potonjeg je vrlo jedinstvena. Cijela vidljiva strana Mjeseca prekrivena je ogromnim nizinama - "morima". A na strani Merkura koju je istraživao Mariner-10 uopće nema mora (to jest, postoje ravnice ili "bazeni"). U tom smislu, prilično podsjeća na suprotnu stranu Mjeseca. Ovdje je jedina formacija koja nejasno podsjeća na veliko lunarno kratersko more bazen Caloris Planitia ("More topline", ili "More topline"), čiji je dio lociran tijekom misije Mariner-10 na sam terminator (na granici dan-noć). Mozaik slika iz Caloris Planitia.

Mjesec (lijevo) i Merkur su na istoj ljestvici. Površine ova dva nebeska tijela su slične. Slika Merkura izgrađena je obradom mozaika od stotina slika snimljenih video kamerom Mariner-10 1974.-1975. Strana Mjeseca okrenuta prema Zemlji prekrivena je brojnim Mjesečevim "morima" - ravnicama skrutnute lave koja je izbila tijekom formiranja Mjesečeve površine (prije oko 3,9 milijardi godina). Unatoč sličnosti površina ovih tijela, Mariner-10 nije pronašao takva "mora" na površini Merkura.

Pokazalo se da Caloris Planitia nije najveći bazen na Merkuru. Divovska formacija ove vrste nalazi se na "nepoznatoj" strani planeta. U 30 godina otkako je Mariner 10 posjetio, astronomija je toliko napredovala da se površina Merkura može proučavati zemaljskim astronomskim promatranjima. U tome su veliku ulogu imale dvije inovacije: CCD prijamnici zračenja (uređaji s spregnutim nabojem) i računalni alati za obradu informacija. Osim toga, znanstvenici se sada hrabro hvataju u koštac s problemima koji su se još nedavno činili beznadnim poput mapiranja Merkura zemaljskim putem.

Ostavimo po strani mali opis nepoznate strane planeta da kažemo kako smo sve to uspjeli. Zemaljska promatranja Merkura korištenjem "klasičnih" metoda, u usporedbi s proučavanjem drugih tijela u Sunčevom sustavu, podložna su mnogim drugim ograničenjima. Budući da se promatranja vrše tijekom astronomskog sumraka ili čak naspram dnevnog neba, valne duljine bliske infracrvenom često se koriste za poboljšanje omjera signala i šuma jer Svjetlina vedrog neba opada s povećanjem valne duljine, poput -4. Vrijeme promatranja u sumrak rijetko prelazi 20-30 minuta, a planet nije visoko iznad horizonta, kada značajna zračna masa duž vidne linije dodatno komplicira zadatak. Više ili manje produktivno proučavanje Merkura moguće je samo u planinskim zvjezdarnicama na niskim geografskim širinama. Ali na granici tehničkih mogućnosti, još uvijek je moguće dobiti slike planeta s dovoljnom rezolucijom koristeći zemaljska tehnička i analitička sredstva. U smislu poboljšanja kvalitete slike, ključna ideja bila je korištenje vrlo kratkih ekspozicija od milisekundi. Jedan od prvih opsežnih nizova promatranja Merkura s CCD prijamnicima 1995.-2002. izveo J. Warell na zvjezdarnici na otoku. La Palma (Kanarski otoci) sa solarnim teleskopom od pola metra. Ekspozicije su bile u rasponu od 25 do 300 ms. Varell je koristio pojedinačne najuspješnije elektroničke fotografije bez daljnjeg kombiniranja. Naravno, oni su inferiorni u odnosu na slike dobivene zajedničkom obradom velikih nizova elektroničkih fotografija.

Već spomenuta razlučivost teleskopa određena je omjerom valne duljine i njegova promjera - teoretskom granicom difrakcije, koja bi pri valnoj duljini zelene svjetlosti, primjerice 550 nm, za teleskop od jednog i pol metra trebala iznositi oko 0,1 lučne sekunde. Ali ispada da je tipična stvarna razlučivost 9-15 puta lošija od granice difrakcije. Određuje se uglavnom turbulencijom zemljine atmosfere i ovisi o mjestu promatranja, dobu dana, gustoći komponente aerosola (magla, oblaci) i, naravno, zenitnoj udaljenosti objekta. Ideja metode kratke ekspozicije je da uređaj koristi trenutna čišćenja atmosfere, kada je slika jasna i nema vremena za zamućenje. Ali nije to tako jednostavno. Atmosfera se može zamisliti kao skup nasumično oblikovanih slabo lomnih leća nepravilnog oblika koje se pojavljuju i nestaju, iskrivljujući prednji dio nadolazećeg svjetlosnog vala. Kada su astronomi dobili fotografije nebeskih tijela na fotografskim pločama, tijekom ekspozicije ovaj se nebeski scenarij mijenjao nekoliko desetaka puta, a svaka točka turbulentne slike uspjela je osvijetliti tisuće zrnaca fotografske emulzije, zamućujući sliku. Karakteristično vrijeme tijekom kojeg se mijenjaju trenutna optička svojstva atmosfere rijetko je manje od 15-20 ms. Ako je ekspozicija kratka, recimo 3 milisekunde, bit će “dobrih” fotografija, iako ih neće biti puno. Smanjenje ekspozicije ne uklanja izobličenje uzrokovano nepravilnostima zračnih leća, ali značajno smanjuje zamućenje slike i omogućuje vam približavanje granici difrakcije. Nakon što ste prikupili značajan broj slika, iz njih možete odabrati slike s najmanje izobličenja, prikladne za daljnju obradu. Ovo je vrlo zahtjevna operacija, pogotovo ako se uzme u obzir da je veličina same slike Merkura obično samo 0,2 do 0,5 mm.

Unatoč svoj uvjerljivosti osnovne ideje metode kratke ekspozicije, bilo ju je nemoguće implementirati s fotografskim emulzijama: u stvarnim uvjetima promatranja, niska fotoosjetljivost emulzija zahtijevala je minimalne ekspozicije od stotina milisekundi, pa čak i sekunde. Kratke ekspozicije postale su moguće tek pojavom novih detektora slike - CCD-a, čija kvantna učinkovitost doseže 80% ili više. Zanimljivo je napomenuti da relativno mali teleskopi (1-2 m u promjeru) imaju određene prednosti za kratke ekspozicije, jer pokrijte manje atmosferskih “leća”, ali ipak prikupite dovoljno svjetla. Međutim, broj fotona po jedinici piksela (elementu slike) pri korištenju CCD-a visoke razlučivosti uvijek je ograničen i podložan značajnim fluktuacijama. Stoga se dobar rezultat može dobiti samo naknadnom zajedničkom obradom više stotina, pa čak i tisuća elektroničkih slika. A raspoloživo vrijeme za promatranje Merkura toliko je ograničeno da se eksperimentalni materijal potrebnog volumena može dobiti samo na dovoljno velikom instrumentu, kada je ukupno vrijeme ekspozicije samo mali dio ukupnog vremena promatranja. Pod vrlo povoljnim atmosferskim uvjetima, do 25% slika je relativno jasno.

Rezultati motrenja kritično ovise o stanju atmosfere, ali se mogu karakterizirati tek nakon završetka obrade. Opisani rad započeo je s velikim uspjehom u našim promatranjima suđenja. Dana 3. studenog 2001., na Abastumani Astrophysical Observatory Republike Gruzije (41°45'N, 42°50'E), Merkur je opažen pomoću nove CCD kamere postavljene na teleskop promjera 1,25 m u jutarnja elongacija planeta. Položaj planeta u načelu je omogućio promatranje sektora koji je Mariner-10 fotografirao 1974. Cijelu je noć padala jaka kiša, no u zoru su se oblaci razišli, te je uz potpuni mir bilo moguće dobiti niz slika u blisko infracrveno područje, od 700 do 950 nm. Nakon obrade cjelokupnog dobivenog niza slika korištenjem metoda korelacijskog slaganja, stvorena je riješena slika planeta koja je imala slične detalje kao fotomozaik Mariner-10. Štoviše, obrisi malih formacija veličine 150-200 km ponovljeni su na dobivenoj slici. Nakon detaljne analize rezultata više nije bilo dvojbe: zahvaljujući kratkim ekspozicijama i neuobičajenom kratkotrajnom čišćenju atmosfere, bilo je moguće dobiti kombinirane slike takve jasnoće koja odgovara granici difrakcije instrumenta ( sl. gore). Kasnije su se takvi povoljni atmosferski uvjeti događali rijetko; u pravilu je bilo potrebno prikupiti 5-10 tisuća uspješnih slika za daljnju sintezu slika.

Kombinacija korelacije

Obrada izvornih milisekundnih elektroničkih fotografija planeta vrlo je naporna i dugotrajna. Izvodi se posebnim računalnim programima metodom korelacijskog usklađivanja i uz operacije "fuzzy mask" i neke matematičke tehnike zahtijeva odabir tzv. pilot datoteke, što se najčešće mora obaviti ručno. Pilot datoteka, odnosno uzorak, najuspješnija je, po mišljenju procesora, slika, koja uvelike određuje rezultat postignutog poravnanja. Nabrajanje pilot datoteka uvelike povećava složenost obrade, jer rezultat postaje vidljiv tek u završnim koracima obrade. Pilot datoteka trebala bi biti najmanje iskrivljena slika među izvornim opažačkim materijalom. Zatim programi za obradu analiziraju sadržaj uzorka, pronalaze neke detalje u njemu i traže ponavljanja tih gotovo neprimjetnih detalja u tisućama drugih elektroničkih slika. Ako se na temelju iskustva još može procijeniti oblik i položaj pilot datoteke, onda je procjena realnosti suptilnih detalja negdje između slike i mašte. Tijekom ovog rada izrađeno je nekoliko programa za automatsku obradu. Nažalost, učinkovitost automatskog programa znatno je inferiorna u odnosu na usklađivanje korelacije s ručnim odabirom.

Usporedba fragmenta slike sintetiziranog iz zemaljskih promatranja Merkura s fotokartom Mariner-10

Svaka točka slike opisana je poznatom matematičkom funkcijom raspodjele intenziteta, koja u središnjem dijelu postupno opada od središta. Tipično je "točka" predstavljena širinom ove funkcije na 0,7 ili 0,5 maksimalno. Ako je bilo moguće dobiti mnogo tisuća izvornih elektroničkih slika, prilikom njihove obrade možete koristiti poznata svojstva statistike slučajnih varijabli i odabrati "točku" na razini, na primjer, maksimalno 0,9. Tada će se razlučivost znatno poboljšati. Postoje i druge metode, ali najpouzdaniji je i dalje ručni odabir.

Nakon prvog dijela obrade, unatoč svim tehnikama, slika ostaje mutna. Astronomi su odavno pronašli način poboljšanja slika korištenjem metode nejasne maske. Da bi se to postiglo, u danima fotografskih emulzija, iz dobivene slike izrađivao se blago defokusirani negativ. Zatim je originalna fotografija ponovno snimljena kroz nju. Veliki, mutni detalji su tako eliminirani, a fina struktura sitnih detalja mogla se istaknuti sve do razine šuma. Danas je ova značajka ugrađena u mnoge digitalne fotoaparate. "Nejasna maska" (u obliku matematičkog modela) također radi u našim programima za obradu, ali ovaj alat ima dvije oštrice. Rezultat ovisi o izboru veličine elementa. Ako je mala, sve niske prostorne frekvencije će se izgubiti i slika će izgledati jednolično siva; na primjer, slika Mjeseca na Sl. na stranici 67 postat će “slijepi”. Suprotno tome, ako je veličina nejasne maske velika, svi fini detalji će nestati.

Stalni problem sintetiziranja slika nepoznatog dijela Merkura ostaje dokaz realnosti otkrivenih reljefnih detalja. Istraživanje Mariner-10 obuhvatilo je približno meridionalne segmente, 120-190°W. i 0-50°W Za te zemljopisne dužine, potvrda stvarnosti detalja novih slika može se dobiti usporedbom dobivenih slika s fotokartom. Ali u drugim slučajevima, dokaz stvarnosti može biti samo ponovljivost detalja u neovisno provedenim promatranjima. U području zemljopisne dužine 210-350° Z. Površina Merkura bila je nepoznata, pa je jedini kriterij za stvarnost detalja bila njihova prisutnost na nekoliko slika sintetiziranih iz neovisnih početnih skupina elektroničkih fotografija.

U području zemljopisne dužine 210-350°W

Promatranja Merkura vršena su na raznim zvjezdarnicama, ali uvijek metodom kratkih ekspozicija. Slika (Sl. gore desno) konstruirana je obradom rezultata promatranja večernje elongacije obavljenih 1. i 2. svibnja 2002. na zvjezdarnici Skinakas Sveučilišta u Heraklionu (Kreta, Grčka, 24°54'N, 35° 13'E. d.). Promatranja su provedena u bliskom infracrvenom području, 690-940 nm, pomoću teleskopa promjera 1,29 m i CCD kamere veličine piksela 7,4x7,4 μm. Disk planeta 1. i 2. svibnja 2002. bio je vidljiv pod kutom od 7,75 lučnih sekundi, s linearnom veličinom od 0,37 mm u žarišnoj ravnini teleskopa i odgovarao je samo 50 linija na CCD matrici. 2. svibnja Merkurova faza bila je 97°. Korištene su kratke ekspozicije, uglavnom 1 ms.

Na slici se iznad središta, na terminatoru, ističe velika tamna mrlja. Ovo je najveći bazen na Merkuru. U tijeku obrade opažanja, autor je upotrijebio radni naziv za ovu formaciju - “Skinakas Basin” (nazvan po zvjezdarnici iz koje je dobiven izvorni materijal), bez ikakve tvrdnje da je legitimira. (Kao što znate, Međunarodna astronomska unija dodjeljuje imena pisaca, skladatelja, umjetnika itd. svim objektima na površini Merkura). Međutim, naziv "Skinakas bazen" (ili "Skinakas more", ili "S bazen") počeo se spominjati na brojnim konferencijama iu nekim člancima. Bazen S je najveća formacija u području zemljopisne dužine 210-290°W. - ima strukturu koja više podsjeća na neke od najvećih formacija na suprotnoj strani Mjeseca. Čini se da je bazen vrlo staro (vjerojatno najstarije) obilježje na Merkuru, s jako erodiranim grebenima koji su zapravo stvoreni granicama drugih, manjih bazena. Čini se da bazen Skinakas ima strukturu sličnu površini regije Caloris Planitia poznatoj iz istraživanja Mariner-10, koja je najvjerojatnije udarnog podrijetla. Na sl. Dolje je pogled na Skinakasov bazen iz 2003. Potpuni prikaz bazena u to vrijeme nije postojao, pa je desni (istočni) dio slike temeljen na prvim objavama naših promatranja 2002., a lijevi ( western) dio je preuzet iz sličnih publikacija (Dantowitz, et al., 2000.; Baumgardner, et al., 2000., Astron J., 2000.), gdje je nekada bio prezentiran u fragmentima. Promjer unutrašnjosti Skinakasovog bazena je oko 25° (1060 km). Promjer vidljive vanjske osovine dvostruko je veći. Središte se nalazi na približno 8°N, 275°W. Unutarnje okno bazena Skinakas ima više-manje pravilan oblik. Slika uspoređuje veličinu bazena Skinakas i ravnice Caloris Planitia, koja također ima dvostruko okno. Stupci su prikazani u istom mjerilu. Promjer Skinakasovog bazena je 1,5 puta veći od Caloris Planitia. Kao što je već navedeno, operacija neizrazite maske zahtijeva kompromisni izbor. Stoga je stvarni ton površine bazena tamniji nego na slici. Uz njegovu periferiju nalaze se sekundarne tvorevine; neki od njih su razmatrani u nastavku.

Sljedećih godina poduzeti su novi nizovi promatranja; Ponovno su korišteni teleskopi zvjezdarnice Abastumani i zvjezdarnice Skinakas. Najnaprednije slike dobivene su tek 4 godine kasnije, na temelju promatranja u studenom 2006. u zvjezdarnici Specijalnog astrofizičkog opservatorija Ruske akademije znanosti (Nižnji Arkhiz, Karačaj-Čerkezija, 43°39'11"N, 41°26 '29"E .,), a opet zahvaljujući povoljnim vremenskim prilikama. Prednost opservatorija SAO u odnosu na promatranja Merkura je njegova velika nadmorska visina (2100 m) i relativno niska geografska širina. Među glavnim ciljevima novih promatranja bio je dobiti opći pogled na Skinakasov bazen, koji je u to vrijeme bio na osvijetljenoj strani planeta. Napredak postignut u obradi tijekom proteklih godina omogućio nam je da se nadamo povećanju rezolucije slike.

Metodom kratkih ekspozicija u razdoblju od 20. do 24. studenoga 2006. godine bilo je moguće dobiti više od 20 tisuća elektroničkih slika planeta u jutarnjoj elongaciji, pod “dobrim nebom”, kako kažu astronomi. Fazni kut Merkura varirao je od 103° do 80°, područje promatranih planetocentričnih dužina bilo je 260-350° W. Promatranja su obavljena CCD kamerom na teleskopu Zeiss-1000 u bliskom infracrvenom području. Disk planeta bio je vidljiv pod kutom od 6 do 7 iz luka. Obradom velikog niza slika dobivenih milisekundnim ekspozicijama, bilo je moguće dobiti prilično jasnu sintetiziranu sliku sektora površine Merkura 260-350°W. Osim bazena Skinakas, sintetizirane slike također ističu brojne velike udarne kratere različite starosti, kao i manje formacije. Dobivena maksimalna rezolucija nije lošija od formalne difrakcijske rezolucije instrumenta, oko 80-100 km na površini Merkura. Kao iu slučaju promatranja 2001. godine, dobre slike pojavile su se kada je došlo do oštre promjene vremenskih uvjeta (prestanak snježne oluje).

Preliminarni rezultati obrade promatranja prikazani su na sl. gore lijevo. Ovdje možete vidjeti kako su se položaj i osvjetljenje Skinakasovog bazena mijenjali tijekom pet dana. Lijevi dijelovi (a) predstavljaju faze planeta na naznačene datume, desni dijelovi (b) faze su prikazane na globusu planeta. Najpovoljniji vremenski uvjeti za promatranje bili su 20. i 21. studenoga 2006. Ujedno je i osvjetljenje bilo najpovoljnije: Sunce je bilo nisko iznad horizonta bazena, a sjene su naglašavale njegov reljef. Na srednjoj fotografiji (21. studenog 2006.) istaknut je cijeli bazen. Osim bazena, u svim fazama prikazanim približno uz meridijan 310°W. već spomenuti najsvjetliji krateri su izduženi. Najsjajniji od njih nalazi se u sjevernom dijelu planeta, otprilike 65°N, 330°W.

Prvo iznenađenje bio je veliki tamni krater “more” pravog lunarnog tipa, otkriven na limbu, južno od ekvatora. Duž kraka, od sjevernog pola do tamnog mora, proteže se niz svijetlih kratera. Na fotografijama se izgled Merkura mijenja svaki dan, što se objašnjava njegovim brzim orbitalnim kretanjem. Ali ne samo. Kao što je poznato iz promatranja Mjeseca, izgled nebeskog tijela bez atmosfere brzo se mijenja pri prolasku kroz kvadraturu zbog takozvanog efekta opozicije. Bilo je zanimljivo vidjeti kako se izgled proučavanog planeta promijenio u ovoj povoljnoj fazi. Faze Merkura mnogo su složenije od Mjesečevih, jer njegov položaj, za razliku od potonjeg, nije fiksan i, u principu, sve strane planeta su dostupne promatranju u bilo kojoj fazi. U prosjeku se površina Merkura pomiče u odnosu na zemaljskog promatrača za 5° dnevno. Ali to svojstvo ne ostaje konstantno: zbog velikog ekscentriciteta orbite, na nekim njezinim dijelovima rotacija pretječe rotaciju planeta i dnevno kretanje površine u odnosu na Sunce prestaje, pa se čak vraća natrag. U to vrijeme se s Merkurovog terminatora mogao promatrati čudan slijed: izlazak i ubrzo zalazak sunca na istoku, ponovno izlazak sunca, a zatim se sve ponavlja obrnutim redoslijedom na zapadu.

Svi detalji bolje su vidljivi na kombiniranoj slici. gore, gdje je oko 7800 originalnih elektroničkih slika uključeno u obradu da bi se sintetizirala lijeva polovica slike. Sivi okvir s lijeve strane prikazuje mrežu, a bazen Skinakas je zaokružen, što omogućuje usporedbu ponavljajućih istočnih obrisa bazena. Bazensko polje prekriva okno manje-više pravilnog oblika. U meridijalnom smjeru duljina mu je 1300 km. Zanimljivo je da je po veličini unutarnji dio bazena 1,5 puta veći od najvećeg lunarnog Mora kiša, a vanjski dio ima razmjere lunarnog Oceana oluja. Za razliku od Skinakas Basin i Caloris Planitia, površina Mare Immobilis je polje lave, čije formiranje datira iz davne ere globalnog izlijevanja lave na Mjesec. Promjer vanjske osovine Skinakasovog bazena - oko 0,5 promjera čitavog planeta - čini ga jednim od najvećih kraterskih mora na planetima Zemljine skupine. Nepravilan oblik vanjskog okna, relativno pravilan na istočnoj strani, narušen je na sjeveru objektom sa središtem na 30°N, 280°W, a na jugu golemim manje tamnim područjem, koje se nalazi između 255. 280 °w.d. i doseže 30°S.

Meridijan kojim prolazi terminator u obje polovice slike je isti, otprilike 270°W. Ovdje, na geografskoj širini od 45-50°S, nalazi se središte drugog tamnog bazena promjera oko 700 km, koji se ponavlja u obje polovice uzorka. Svijetli krater na 65°N, 330°W. ima promjer 90-100 km; Linearne strukture duljine 400-500 km susjedne su mu sa sjevera i juga. Ova vrsta izbacivanja iz udarnog kratera vjerojatno je povezana s tangencijalnom putanjom udarne glave. Ograničena razlučivost slike ne dopušta nam da pouzdano prosudimo njezine detalje; možda se sam krater nalazi u proširenom svijetlom području.

Kao što je već navedeno, isticanje detalja slike prilikom obrade izvornih slika dolazi na štetu niskih prostornih frekvencija. Drugim riječima, nijanse vrlo tamnih ili svijetlih proširenih područja na slici su prigušene, što omogućuje isticanje drugih detalja, na primjer, udarnih kratera srednje i velike veličine. Među njima je najuočljiviji peterokutni krater od 750 kilometara sa središtem na 32°S, 260°W. i krater od 650 kilometara uz njega sa sjevera (Sl. gore desno). Mnogi takvi krateri su pronađeni.

Zaključno, prikazana je najuspješnija slika sektora 270-350°W, dobivena gore navedenim metodama, s mukotrpnim odabirom slika snimljenih u trenucima najbolje jasnoće (slika desno). Rezolucija je 60-70 km po točki. Ovdje su potisnute niske prostorne frekvencije. Slike a i b razlikuju se samo u razini kontrasta. Uz "klasične" udarne kratere, izbacivanje i zrake, slika sadrži elemente koji dosad nisu viđeni na drugim planetima. Prije svega, to su četiri ili pet sivih pruga, širokih 250 km i dugih do 2000 km. Pruge su na neki način povezane s velikim kraterima, ali njihova je priroda još uvijek nejasna. Sama slika je sasvim usporediva sa slikama iz svemirskih letjelica, ali je neusporedivo jeftinija. Zvjezdani astronomi već ozbiljno smatraju speckle metodu (poznatu i kao metoda kratke ekspozicije) ozbiljnom konkurencijom vrlo skupim svemirskim istraživanjima.

U području zemljopisne dužine 210-350°W. Površina Merkura bila je nepoznata. Već je spomenuto da je kriterij realnosti detalja ostala njihova prisutnost u nekoliko neovisnih slika. Gornje nove slike površine planeta pokrivaju gotovo cijeli dio površine planeta koji nije snimljen kamerom Mariner-10, a istraženi sektor je bio 260-350°W. ima zanimljiviju topografiju u usporedbi s prethodno mapiranim relativno glatkim područjima. Ako je podrijetlo Skinakasovog bazena bilo slično lunarnom, onda ostaje nejasno zašto se njegove granice tako oštro razlikuju od jasnih obrisa lunarnih mora lave. Relativne brzine udarnih tijela u orbiti Merkura bile su gotovo 1,6 puta veće nego u orbiti Zemlja/Mjesec, a energija udara bila je 2,5 puta veća. Stoga bi se moglo očekivati ​​da će bazen Skinakas i druge velike tamne značajke imati iste oštre obrise kao i mjesečevi bazeni, a bazen Caloris Planitia je iznimka. Ali iz nekog razloga ne postoje te granice.

Rezultirajuće slike, kao i fotografije snimljene kamerama svemirskih letjelica, ukazuju na značajke događaja na površini Merkura tijekom razdoblja maksimalnog bombardiranja meteorita. U određenoj mjeri, ove značajke mogu biti povezane sa sastavom i, moguće, strukturom kore ovog nebeskog tijela. U isto vrijeme, slike Merkura vraćaju znanstvenike na dugotrajno i neriješeno pitanje: zašto su proširene reljefne značajke, poput Mjesečevih "mora" ili Zemljinih oceana, raspoređene asimetrično po površini planetarnih tijela i sakupljene na jednoj strani ? Kao što je poznato, ista neobjašnjiva asimetrija opažena je i na drugim zemaljskim planetima. Prisutan je i na mnogim satelitima divovskih planeta, a ne samo na Mjesecu. Očigledno se isto može primijetiti na površini Merkura. Proširene reljefne značajke, poput Skinakasovog bazena i drugih tamnih bazena, jasno su asimetrično raspoređene diljem planeta i koncentrirane su uglavnom u području zemljopisne dužine 250-330° W. Podrijetlo asimetrije mjesečevog reljefa ima neke značajke, ali reljefu Merkura i drugih planeta Ne pripadaju terestričkoj skupini. Što stoji iza te asimetrije?

Merkur je planet najbliži Suncu. Karakteriziraju ga parametri čija analiza nam omogućuje da dobijemo ideju o njegovoj unutarnjoj strukturi i evolucijskim putovima.

Glavni parametar planeta je njegova masa. Merkur ima masu 0,33 × 10 27 g, što je 1/18 mase Zemlje. Unatoč svojoj maloj veličini - promjer 4880 km, radijus 2440 km - Merkur ima neobično visoku prosječnu gustoću - 5,42 g/cm 3, što je znatno više od gustoće Mjeseca, čija veličina nije puno manja od Merkura.

Udaljenost od Sunca do Merkura u perihelu je 47 milijuna km, u afelu - 70 milijuna km, orbitalni prosjek - 53 milijuna km. Dakle, Merkur ima jednu od najizduženijih eliptičnih orbita među planetima Sunčevog sustava. Puni krug oko Sunca napravi za 88 zemaljskih dana. Merkur se vrlo sporo okreće oko svoje osi - jedan puni krug svakih 58,65 dana. Ipak, američka međuplanetarna stanica Mariner 10 1974. godine, snimivši mnogo fotografija površine planeta, otkrila je slabo magnetsko polje jačine oko 100 nT, što je 100 puta manje od magnetskog polja Zemlje. Zbog blizine Sunca, površina dnevne strane planeta doslovno je izgorjela – temperatura se penje na 437°C. Na sjenovitoj strani pada do -173°C. Solarna konstanta Q 0 = 60 cal/cm 2 ×min, što je 29 puta više nego što Zemlja prima od Sunca. Nikakvi živi organizmi zemaljskog tipa ne mogu postojati i razvijati se u uvjetima temperature Merkura. Ovdje nema vode - ni tekuće ni atmosferske, kao što nema ni same atmosfere. Ovo je mrtav, beživotni planet, čija površina na nekim mjestima može prigušeno sjajiti olovnim jezerima.

Površina Merkura ima nisku refleksivnost (albedo - 0,56, usporedivo sa Zemljom - 0,36). To ukazuje na prevlast tamno obojenih minerala u kori planeta, najvjerojatnije feromagnezijevih silikata (Voitkevich, 1979). Ovu pretpostavku podupire i visoka prosječna gustoća tvari planeta.

Na fotografijama Marinera 10, površina Merkura je krajolik nalik na Mjesec, gusto prošaran kraterima veličine od 50 m do 200 kilometara ili više (slika 90). Između kratera nalaze se vrlo dugačke ravnice. Ovo je prva razlika od

Riža. 90. Površina Merkura - snimljena fotografija

Američka međuplanetarna stanica Mariner 10 1974

Mjeseci bez međukraterskih ravnica (Kaufman, 1982). Krateri imaju ravno dno bez središnjeg brežuljka, kao na Mjesecu. Svi su udarnog podrijetla - zbog pada velikih i malih meteorita, asteroida i, moguće, kometa. Sudeći prema starosti stijena sličnih formacija na Mjesecu, formiranje kratera dogodilo se prije 3 - 4 milijarde godina. Postoji veliki broj brežuljaka i planina u obliku blokova visine 250 – 2000 m.

Proučavajući fotografije, geolozi su otkrili još jednu značajnu razliku između Merkura i Mjeseca: velike izbočine s malim zupcima visine 1-2 km i dužine nekoliko stotina kilometara nalaze se diljem planeta (Kaufman, 1982). Takve geološke formacije obično nastaju kao rezultat kompresije tijela planeta i smanjenja njegove površine. Kompresija je uzrokovana hlađenjem unutrašnjosti Merkura.

Kakvi se zaključci mogu izvući iz danog činjeničnog materijala o prirodi planeta najbližeg Suncu i njegovoj unutarnjoj strukturi?

Činjenica da na Merkuru nema atmosfere jasno ukazuje da je vulkanska aktivnost ovdje odavno zamrla. Nepostojanje središnjeg vulkana u većini kratera i postojanje kratera bez lave ukazuje na veliku dubinu astenosferskog ili sličnog visokotemperaturnog sloja, gdje je tvar u rastaljenom stanju. Djelomična punjenja kratera lavom mogla bi nastati zbog lokalnog taljenja stijena koje nastaje kada se kinetička energija pretvara u toplinsku energiju.

Prema istraživačima (Hubbard, 1987), velika gustoća Merkura objašnjava se prisutnošću moćne metalne (najvjerojatnije željezne) jezgre, čiji promjer doseže 3600 km, tj. usporediva s veličinom Mjeseca. Debljina gornjeg plašta, koji se očito sastoji od silikatnih stijena, u ovom će slučaju biti oko 640 km. Tipična gustoća silikata je 3,3 g / cm3, željezo - 8,95 g / cm3. Njihova mješavina daje željenu gustoću Merkura, 5,44 g/cm 3, ako željezo čini 60% mase planeta.

Uz tako moćnu željeznu jezgru, Merkur nema mjesta za dovoljan razvoj tekuće vanjske jezgre, slično onome što smo vidjeli na Zemlji. Tada se postavlja pitanje o prirodi promatranog magnetskog polja, koje također ima dipolnu strukturu. Ovdje mogu postojati dvije pretpostavke - ili je generirana magnetizacijom željezne jezgre u prošlim razdobljima, zbog brže rotacije planeta, ili je pogonjena solarnim vjetrom magnetskog polja vanjske korone Sunca. .

Prva nam se pretpostavka čini vjerojatnijom, jer je u skladu s dipolnom prirodom polja. Moderna spora rotacija planeta posljedica je sekularnog plimnog kočenja golemom gravitacijskom masom Sunca. Merkur je, očito, već odavno gotovo prestao sa svojom osnom rotacijom. Njegova je jezgra možda još uvijek u rastaljenom stanju.

Međukraterske ravnice i nepostojanje ekstrakraterskih planinskih formacija bilo koje značajnije veličine mogu se objasniti nedostatkom uvjeta za vulkanizam na planetu. Za razliku od Zemlje, na Merkuru, zbog moćne željezne jezgre, koja je najvjerojatnije nastala u početku tijekom heterogene akrecije (vidi poglavlje XV), nikada nije postojala vanjska tekuća jezgra, a time i zona sekundarne taline - astenosfera. Dakle, vulkanizma nije bilo. Tlak u podnožju plašta na dubini od 640 km iznosi samo 70 kbar (70 000 atm), što omogućuje razvoj temperature od oko 1500 K (oko 2000 ° C), što općenito nije dovoljno za stvaranje debeli sloj rastaljene tvari sličan Zemljinoj astenosferi. U željeznoj jezgri, homogenoj po kemijskom sastavu, nema izvora topline, jer nema radioaktivnih metala, nema peroksida (MeO 2) i dihidrita (MeH 2). Stoga se ovdje ne odvijaju termokemijske reakcije koje su dodatni izvor topline, hlapljivih tvari i vode. Ne događa se endogeno punjenje donjeg plašta.

Budući da je mala geološka aktivnost na Merkuru zbog njegove male mase i snažnog plimnog utjecaja Sunca završila prije 4 milijarde godina, ne ostavljajući gotovo nikakve tragove na površini, osim naknadne kompresije (kontrakcije), može se pretpostaviti da je tijekom prethodnih 500 milijuna godina Došlo je do potpune diferencijacije metalne i silikatne faze uz stvaranje debele željezne jezgre i tankog plašta. Stoga je potpuno prirodno, kao iu slučaju Zemlje, zaključiti unutarnju strukturu Merkura kao rezultat početne diobe materije. U uvjetima visokih temperatura obližnje protozvijezde, lake frakcije su isparile, a teške frakcije su najprije formirale masivnu jezgru, na čiju su površinu zatim ubrzano padale lakše silikatne čestice iz oblaka prašine i plina koji okružuje protosunce. Slika planeta nastala je tijekom procesa njegovog stvaranja i kasnije je ostala gotovo nepromijenjena. Tek zakašnjela kiša kamenih fragmenata, koja je nešto kasnije pala na već formiranu površinu planeta, raskopala ga je u kratere. Ovo drevno lice Merkura pojavljuje se pred nama danas.

Venera

Sjajno bijela jutarnja ili večernja "zvijezda" koja se pojavljuje iznad horizonta na zapadu nakon zalaska sunca ili na istoku prije izlaska sunca je Venera, planet misterija (slika 91). Njegova heliocentrična udaljenost je 108 milijuna km, nalazi se 50 milijuna km bliže

Riža. 91. Venera, fotografija Marinera 10, snimljena 1974. godine.

Sunce nego Zemlja. Masa Venere je 4,87 × 10 27 g, što je 81% Zemljine mase. Prosječni radijus je 6050 km, prosječna gustoća 5,245 g/cm 3 , gravitacijsko ubrzanje 8,8 m/s 2 , težina tijela na Veneri je samo 10% manja od njihove težine na Zemlji. Razdoblje revolucije planeta oko Sunca je T= 225 dana. Venera se vrlo sporo okreće oko svoje osi - jedan okret svakih 243,16 dana, te ima obrnutu rotaciju (prema Zemlji). To znači da Sunce izlazi na zapadu, a zalazi na istoku. Duljina solarnog dana na Veneri jednaka je 117 zemaljskih dana.

Venera ima vrlo moćnu atmosferu gigantske gustoće. Na površini planeta atmosferski tlak iznosi 100 atm (10 MPa), što odgovara tlaku na dubini mora od 1000 m.

Budući da je bliže Suncu, Venera prima dvostruko više topline od Zemlje - 3,6 cal/cm 2 × min. Kako su pokazala mjerenja sovjetskih međuplanetarnih stanica, temperatura na površini planeta je vrtoglava (+480°C), viša nego na Merkuru. Ova nevjerojatna činjenica objašnjava se efektom staklenika koji stvara atmosfera Venere. S druge strane, atmosfera se također zagrijava, upijajući i zadržavajući sunčevu svjetlost (slika 92). Dio topline, prolazeći kroz atmosferu, zagrijava površinu planeta. No ponovno emitiranje topline događa se na duljim valovima (u infracrvenom području), koje zadržavaju molekule ugljičnog dioksida CO 2, koje čine 97% mase Venerine atmosfere. Udio kisika je samo 0,01%, dušika - 2%, vodene pare - 0,05%.

Riža. 92. Temperatura i tlak u atmosferi Venere

Efekt staklenika koji stvara ugljični dioksid sprječava ponovno zračenje topline i hlađenje površine čak i tijekom duge Venerine noći. Nepostojanje značajnih razlika u površinskoj temperaturi objašnjava činjenicu neobično niske brzine vjetra (3 m/s) koju su izmjerile postaje na Veneri. U isto vrijeme, promatranja s Marinera 10 utvrdila su ogromne brzine vjetra u atmosferi Venere. Atmosfera napravi potpuni krug oko planeta za samo četiri dana, iako se sam planet, kao što znamo, okreće mnogo sporije. Posljedično, brzina vjetra doseže uraganske vrijednosti - 100 m / s.

Oblačni sloj planeta počinje na visini od 35 km i proteže se do visine od 70 km. Donji sloj oblaka sastoji se od 80% sumporne kiseline (H 2 SO 4).

Venera ima vrlo slabo magnetsko polje, njegova jakost na ekvatoru je samo 14 - 23 nT.

Topografija površine planeta nedostupna je vizualnom promatranju zbog gustih oblaka. Proučavana je radarom sa Zemlje i s tri umjetna satelita - dva sovjetska i jedan američki. Osim toga, automatska postaja "Venera-14", koja je izvršila meko slijetanje na površinu planeta, emitirala je televizijsku sliku malog dijela reljefa na kojem su vidljivi oštri uglasti kamenčići, ruševine, pijesak - očiti tragovi geološkog trošenja stijena. Izmjerena gustoća stijena je bliska zemaljskim bazaltima - 2,7 - 2,9 g/cm 3 . Pokazalo se da je omjer urana i torija U/Th također blizu onih vrijednosti uočenih u zemljinoj kori.

Topografijom površine planeta dominiraju ravnice. Planinska područja zauzimaju oko 8% teritorija. Visina planina je 1,5 – 5,0 km. Najviši planinski lanac (do 8 km) pronađen je na visoravni Ishtar, čija je veličina usporediva s Australijom, a visina je oko 1000 m iznad razine susjedne ravnice.

Nizine zauzimaju 27% površine Venere. Najveća od njih, Atlantida, široka je oko 2700 km i duboka 2 km. Mnogo je niskih planina i planinskih lanaca. U blizini ekvatora otkriven je divovski rasjed dug do 1500 km, širok 150 km i dubok do 2 km. Općenito, reljef Venere pokazuje strukturne značajke slične onima na Zemlji - otkrivaju se kontinentalna i oceanska područja - zemlja Ishtar, gdje se nalaze najviše planine Maxwella, regija Beta i veliki kontinent Afrodite protegnut duž ekvatora . Nizine poput Atlantide usporedive su s oceanskim regijama, iako su sada bezvodne. Otkriveno je nekoliko vulkana s golemim kraterima (Sl. 93), a u planinskim područjima zabilježeni su udarni krateri. No, općenito treba istaknuti važnu činjenicu: površina Venere je slabo kratirana, što ukazuje na kontinuiranu aktivnost geoloških procesa preobrazbe površinskih stijena i oblikovanja reljefa, koji je u prošlosti nedvojbeno bio značajniji.

Da bi se odredila unutarnja struktura planeta, pokušalo se izračunati model pomoću jednadžbe stanja kopnene tvari, kao i željeza i raznih oksida i silikata (Zharkov, 1978; Hubbard, 1987). Dobiven je troslojni model koji se sastoji od kore debljine 16 km, silikatnog omotača do dubine od 3224 km i željezne jezgre u središtu. Pitanje prisutnosti tekuće jezgre i astenosfere na Veneri ostalo je izvan rasprave.

Dakle, analizirajmo dostupne podatke o Veneri u svjetlu našeg znanja o Zemlji.

Prisutnost snažne atmosfere s visokim sadržajem ugljičnog dioksida i sumpornih spojeva ukazuje na njegovo vulkansko podrijetlo. U Zemljinim uvjetima CO 2 je vezan karbonatnim sustavom Svjetskog oceana u CaCO 3 , sudjeluje u sintezi organske tvari, otopljen je u morskoj vodi, dio je biomase žive organske tvari i čuva se u sedimentne stijene u obliku mrtvih organizama. Stoga zemljina atmosfera sadrži beznačajnu količinu ugljičnog dioksida - manje od 0,1%. Godišnje stiže s vulkanskim erupcijama i duž dubokih rasjeda u zemljinoj kori - oko 10 13 g. Ukupna masa zemljine atmosfere je oko 5 × 10 21 g. Na Veneri je atmosferski tlak dva reda veličine veći. Posljedično, s približno jednakom površinom sfere planeta, masa atmosfere Venere može se procijeniti na 1,7 × 10 24 g.

Dakle, prevlast ugljičnog dioksida u atmosferi Venere ukazuje na odsutnost vode i biosfere na površini planeta. Ugljični dioksid također se može osloboditi kada se karbonatne stijene zagrijavaju. Stoga ne možemo isključiti mogućnost ovakvog načina ulaska CO 2 u Venerinu atmosferu (uz vulkanizam). Ali onda moramo priznati mogućnost postojanja u prošlosti na Veneri oceana u kojima je došlo do formiranja ovih karbonatnih stijena. Postavlja se pitanje je li to moguće, i ako je moguće, kada su bili na ovoj planeti i zašto su nestali?

Riža. 93. Vulkani na Veneri. Snimljena radarska slika

svemirskom sondom Magellan 1989.

Kako bismo pokušali odgovoriti na postavljena pitanja, skočimo malo unaprijed u našem izlaganju materijala i dotaknimo se teme evolucije zvijezda. Činjenica je da postoji nekoliko faza razvoja zvijezda: crvena spektralna klasa - s površinskom temperaturom od 3000 K, narančasta spektralna klasa - 5000 K i žuta spektralna klasa - 6000 K - ovo je naše moderno Sunce. U geološkoj povijesti Zemlje prije 320 milijuna godina započelo je razdoblje karbona, značajno po naglom procvatu carstva kopnenih biljaka. Prethodni oblici života nose tragove koji ukazuju na njihov razvoj samo u vodenim tijelima i, najvjerojatnije, ispod leda. Može se pretpostaviti da je pojava ugljikovih tropskih šuma na Zemlji posljedica prijelaza Sunca iz narančaste u žutu spektralnu klasu. Obilna toplina stvorila je povoljne prilike za brzi razvoj Zemljine flore. Ali u isto vrijeme, isto Sunce je isušilo Venerine oceane i uništilo organski život koji se do tada razvio na planetu. Nastavak vulkanizma napunio je atmosferu CO 2, a ako je masa njegovih izdisaja bila ista kao na Zemlji (10 13 g/godišnje), tada je tijekom 320 - 400 milijuna godina ušao u Venerinu atmosferu 4 × 10 21 g. Masa moderne atmosfere je tri reda veličine više, - 1,7 × 10 24 g, dakle, dio CO 2 koji nedostaje mogao bi doći zbog početka žarenja (dekarboksilacije) vapnenaca koji prekrivaju dno golemih oceanskih bazena poput Atlantide, kao i zbog razgradnje mrtve biomase planeta.

Imajući gotovo istu masu kao Zemlja i, prema tome, slične termodinamičke uvjete na razini vanjske jezgre ( R= 1,5 × 10 6 atm, T=3000 K) i primajući približno istu količinu topline od manje vrućeg Sunca prije razdoblja karbona kao što je Zemlja prima danas, Venera je imala sve potrebne uvjete za dugoročni razvoj i akumulaciju svoje hidrosfere i organskog života. Do kraja devonskog razdoblja, mora i oceani te život u njima mogli su postojati na Veneri. Tragična sudbina planeta započela je prijelazom zvijezde na stupanj žute spektralne klase i početkom brzog isparavanja Venerine hidrosfere.

Tragovi nekadašnjeg geološkog života na planeti su vrlo jasni, ao njima smo govorili gore. Venera je nedvojbeno imala bržu rotaciju u prošlosti. Ona ga je, poput Merkura, postupno usporavala pod gravitacijskim utjecajem obližnjeg Sunca. Posljedično, planet je imao vlastito magnetsko polje. Njegovo odsustvo u sadašnje vrijeme uopće ne ukazuje na odsutnost tekuće jezgre. Sporom rotacijom planeta oslabljena je na minimum. Atmosferu planeta nedvojbeno potiče vulkanizam. U protivnom bi bila u velikoj mjeri izgubljena. Ali vulkanizam je, kao što znamo, nemoguć bez unutarnje aktivnosti planeta, tj. bez postojanja tekuće vanjske jezgre i njezine izvedenice – astenosfere.

Kako bismo testirali hipotezu iznesenu ovdje i ranije (Orlyonok, 1990.) u okviru povijesti Venere o ujednačenosti organskog života pod uvjetima istog kemijskog sastava pramaterije i sličnih fizičkih uvjeta na površini planeta, potrebno je u depresijama Atlantide Venere potražiti ostatke morskih sedimentnih stijena - vapnenaca, mramora, pješčenjaka s faunom itd. Jedan naprstak ove vrste, dopremljen na Zemlju, odmah će riješiti niz velikih prirodnih znanstvenih i kozmogonijski problemi. Na ove činjenice možemo samo čekati.

Mjesec

Ponekad se ljudi, a da toga nisu svjesni, osjećaju manje izgubljenima u ponoru svemira kada se žuti Mjesečev disk uzdigne iznad njih na večernjem nebu. Zemljin vječni satelit, Mjesec, vidio je sve što se događalo na zemljinoj površini s udaljenosti od 384 tisuće km. Samo nam je ona jedina mogla detaljno ispričati pravu povijest događaja koji su se zbili na Zemlji. Veličina i masa Mjeseca približavaju se planetarnim parametrima. Stoga ćemo ovdje razmotriti njegovu strukturu zajedno s planetima Zemaljske skupine.

Masa Mjeseca je 7,35 × 10 25 g, tj. 81 puta manje od Zemljinog. Promjer – 3476 km, prosječna gustoća – 3,34 g/cm3. Ubrzanje sile teže je 6 puta manje nego na površini Zemlje i iznosi 1,63 m/s 2 .

Mjesec napravi jedan krug oko Zemlje za 29,5 dana, brzina rotacije oko svoje osi je 27,32 dana. Dakle, periodi njegove osne rotacije i sideričke revolucije oko Zemlje su jednaki. Zato je Mjesec uvijek okrenut prema nama istom stranom (slika 94).

Mjesec je bez vode i atmosfere. Tijekom sunčanog dana, koji kao i noć traje 15 dana, njegova se površina zagrije do +130°C, a noću se ohladi do -170°C.

Od 1969. do 1972. 29 američkih astronauta hodalo je Mjesecom. Tri automatske stanice i dva lunarna rovera koje je poslao SSSR također su odradili odličan posao. Sve je to omogućilo provođenje sveobuhvatnih studija fizičkih polja, reljefa i lunarnih stijena. Usporedbom fotografija Zemljine i suprotne strane Mjeseca možemo zaključiti da je zbog plimnog kočenja satelit praktički odavno prestao s rotacijom.

Riža. 94. Mjesec

Reljef polutke Mjeseca okrenute prema Zemlji (slika 94) dosta je raznolik. Ovdje postoje prostrane nizine koje se nazivaju mora, kontinentalna područja s planinskim lancima i pojedinačni planinski lanci visoki 5-8 km, te mnogi veliki i mali prstenasti krateri. U jednom od njih, krateru Alphonse promjera 124 km, 1958. uočen je sjaj sa središnje planine. U njemu su pronađene emisije ugljika.

Na suprotnoj strani Mjeseca prevladavaju oblici kratera i uočavaju se samo dva mora - Moskovsko more i More snova.

Površina kratera i Mjesečevog marija je ravna i magmatskog podrijetla. Sudeći po starosti stijena, posljednja faza vulkanizma na Mjesecu završila je prije 3,3 milijarde godina. Rastaljeni plašt je u to vrijeme bio na relativno maloj dubini, a magma je nakon udara meteorita lako izašla kroz pukotine na površinu, ispunjavajući nastali krater. Obilje malih kratera mikronskih i milimetarskih promjera ukazuje na nesmetano bombardiranje mjesečeve površine meteoritom, zbog odsutnosti atmosfere, koje traje do danas. Primjerice, u samo četiri godine trajanja američkog programa Apollo instalirani seizmografi zabilježili su 12.000 seizmičkih udara, od čega 1700 zbog jakih udara meteoritskih tijela.

Međutim, neki krateri, primjerice Kopernik (promjera 100 km), vulkanskog su podrijetla. O tome svjedoči složena planinska topografija njihove površine i slojevita struktura zidova kratera. Ova struktura nije udarnog podrijetla, već je nastala uslijed slijeganja.

Analiza uzoraka Mjesečevog kamenja i tla donesenih na Zemlju pokazala je da se radi o najstarijim formacijama, starosti od 3,3 do 4,2 milijarde godina. Posljedično, starost Mjeseca je blizu starosti Zemlje - 4,6 milijardi godina, što nam omogućuje da pouzdano pretpostavimo njihovu istodobnu formaciju.

Mjesečevo tlo (regolit) ima gustoću od 1,5 g/cm 3 i po kemijskom sastavu slično je zemaljskim stijenama. Njegova niska gustoća objašnjava se visokom (50%) poroznošću. Među tvrdim stijenama identificirani su: "morski" bazalt (sadržaj silicija 40,5%), gabro-anortoziti (sadržaj SiO 2 - 50%) i dacit s visokim sadržajem silicija (61%), što ga približava kopnenim kiselim (granit) rocks .

Anortozitne stijene najrasprostranjenije su na Mjesecu. To su najstarije formacije. Prema seizmičkim studijama provedenim pomoću šest seizmografa koje su instalirali američki astronauti, otkriveno je da se lunarna kora do dubine od 60 km sastoji uglavnom od ovih stijena. Pretpostavlja se da su noriti nastali kao rezultat djelomičnog taljenja anortozita. Anortoziti čine pretežno povišene dijelove Mjesečeve površine (kontinente), dok noriti čine planinska područja. Bazalti prekrivaju golema područja lunarnog marija i tamnije su boje. Oni su jako osiromašeni silicijevim dioksidom i po kemijskom sastavu bliski su zemaljskim bazaltima. Zanimljivo je da astronauti nisu donijeli niti jedan uzorak morskih sedimentnih stijena. To znači da na Mjesecu nikada nije bilo mora ni oceana, a voda koju je vulkanizam iznio na površinu raspršila se. Zbog male mase, brzina molekula plina koje svladavaju silu lunarne gravitacije je samo 2,38 km/s. Istodobno, kada se zagrije, brzina molekula svjetlosti je veća od 2,40 km/s. Stoga Mjesec ne može zadržati svoju plinovitu atmosferu - ona brzo isparava.

Prosječna gustoća takozvanih “morskih” bazalta je 3,9 g/cm 3 , a anortozitnih stijena 2,9 g/cm 3 , što je više od prosječne gustoće zemljine kore – 2,67 g/cm 3 . Međutim, niska prosječna gustoća Mjeseca (3,34 g/cm3) ukazuje na opću homogenu strukturu njegove unutrašnjosti i nepostojanje željezne jezgre bilo kakve značajnije veličine.

Ali ne možemo potpuno isključiti prisutnost vrlo male metalne jezgre primarne kondenzacije, oko koje se formirala silikatna lunarna ljuska.

Pretpostavku o homogenom Mjesecu podupire blizina njegovog momenta tromosti ja/mama 2 do granične vrijednosti od 0,4. Prisjetimo se da je za Zemlju količina ja/mama 2 = 0,33089, što odgovara značajnoj koncentraciji mase u središtu planeta iu skladu je s njegovom ukupnom visokom prosječnom gustoćom.

Mala promjena u gustoći r i gravitacije g s dubinom u slučaju homogenog modela omogućuje određivanje tlaka u središtu Mjeseca iz jednostavnog odnosa: P = grR, Gdje g= 1,63 m/s 2, r= 3,34 g/cm3, R= = 1738 km. Stoga P » 4,7×10 4 atm. Na Zemlji se takav tlak postiže na dubini od oko 150 km.

Studija širenja seizmičkih valova pokazala je da su gotovo svi poremećaji nastali duboko u utrobi Mjeseca na dubini od oko 800 km. Ti su se potresi Mjeseca događali povremeno i bili su povezani s poremećajima plime i oseke sa Zemlje. Mjesečevi potresi koji nisu u korelaciji s plimom i osekom uzrokovani su tektonskim mehanizmom oslobađanja energije – puno su jači od prvih (Hubbard, 1987).

Ispod 1000 km, posmični valovi ne putuju dobro. Čini se da je ovo područje Mjeseca analogno Zemljinoj astenosferi (Hubbard, 1987). Tvar je ovdje u rastaljenom stanju. Ovaj zaključak potvrđuje činjenica da nisu uočena žarišta mjesečevih potresa dublje od 1000 km.

Mjesec nije detektirao vlastito dipolno magnetsko polje. Stoga je otkriće magnetizma u mjesečevim stijenama od strane astronauta bila velika senzacija. Tako je u području Mora kiša izmjereno polje iznosilo 6 nT, u Oceanu oluja 40 nT, a na nasipu Fra Mauro 100 nT. U području kratera Descartes, duž profila promatranja od nekoliko kilometara, polje je jako variralo, dosežući 300 nT. Također se pokazalo da je kora kontinenata više magnetizirana od kore Mjesečevih mora. Prema suvremenim procjenama, magnetski moment Mjesečevog dipola je milijun puta slabiji od Zemljinog. To iznosi samo nekoliko jedinica nanotesla (gama) na lunarnom magnetskom ekvatoru. Na temelju uzoraka stijena utvrđeno je da su glavni nositelji lunarnog magnetizma čestice željeza. Sve to ukazuje na postojanje ranije snažnijeg magnetskog polja Mjeseca, kada je njegova aksijalna rotacija bila brža i vulkanizam bio aktivan. To znači da je Mjesec u početku imao prilično moćnu rastaljenu vanjsku jezgru, u kojoj je hidromagnetski dinamo mehanizam, sličan onom koji se događa na Zemlji, učinkovito djelovao. Danas je na Mjesecu zabilježen samo rezidualni magnetizam, čuvajući sjećanje na prošle lunomagnetske ere.

Plimni poremećaji Mjeseca vjerojatno su od iste važnosti za povijest Zemlje kao poremećaji Sunca za Merkur i Veneru. Bliska veza između periodičnosti maksimalnih poremećaja plime i oseke i manifestacija vulkanizma poznata je ne samo na Mjesecu, već i na Zemlji. Ali ovi poremećaji na Zemlji ne utječu samo na vodenu ljusku i njenu površinu. Periodične međusobne pomake doživljavaju čestice materije unutar našeg planeta, posebno u njegovim rastaljenim zonama – vanjskoj jezgri i astenosferi. Stalno plimno miješanje tvari i nastala dodatna toplina iz međusobnog trenja čestica trebali su pridonijeti ubrzanju procesa termokemijskih reakcija i opće diferencijacije tvari. Rezultirajuće smanjenje tlaka ili povećanje temperature moglo bi, u uvjetima rastaljenih zona Zemlje i Mjeseca, ubrzati kemijsku razgradnju dihidrita (MeH 2) i peroksida (MeO 2) metala pramaterije.

Dakle, Mjesec je za Zemlju bio neka vrsta katalizatora i regulatora unutarnje aktivnosti. Bez toga bi se evolucija pramaterije u zemaljskim uvjetima nedvojbeno jako usporila. Zemlja je imala sličnu ulogu za Mjesec.

I na kraju, još jedan važan aspekt problema. Plimna interakcija između Zemlje i Mjeseca postupno smanjuje brzinu rotacije obaju planeta. Kao rezultat toga, kao što je navedeno, Mjesec je već zaustavio svoju rotaciju i stalno je jednom stranom okrenut prema Zemlji. Od svog nastanka, brzina rotacije Zemlje također se znatno smanjila. To potvrđuju izravna astronomska mjerenja, kao i proučavanje drevnih babilonskih, egipatskih i sumerskih zapisa o opažanjima pomrčine Sunca prije više od 2000 godina. Dodatne informacije o ovom pitanju pružaju istraživanja fosilnih koralja različite starosti. Utvrđeno je da se u usporedbi sa silurom (prije 440 milijuna godina) brzina rotacije Zemlje smanjila za 2,47 sati. Za isto toliko se povećala i duljina dana. Sva tri razmatrana neovisna izvora daju jedan interno konzistentan rezultat: brzina Zemljine rotacije smanjuje se u prosjeku za dvije sekunde svakih 100.000 godina.

Zbog smanjenja brzine rotacije Zemlje dolazi do izmjene kutne količine gibanja s Mjesecom. Zbog toga se brzina rotacije Mjeseca oko svoje osi smanjivala brže od Zemlje, a istodobno se povećavala udaljenost između njih. Prosječna brzina uklanjanja satelita, prema izračunima P. Melchiora (1976.), iznosi 3,6 cm godišnje. Kad bi se ovo uklanjanje odvijalo ravnomjerno kao usporavanje brzine (3,6 cm godišnje) tijekom 4,5 milijardi godina, Mjesec bi se udaljio od Zemlje na udaljenost od 162 tisuće km. Posljedično, odmah nakon formiranja planeta, bio je na udaljenosti 2,4 puta manjoj od moderne. Tako blizak položaj Mjeseca trebao je uzrokovati katastrofalne plimne deformacije kore i duboke materije na Zemlji. Taj se događaj trebao odraziti u pretkambrijskoj geologiji u obliku kolosalnog vulkanizma i drugih pojava. Istovremeno su se slični događaji trebali dogoditi i na Mjesecu. Međutim, ništa slično zapravo nije zabilježeno u povijesti obaju planeta. Posljedično, postoji razlog za pretpostavku da moderna stopa plimnog kočenja nije uvijek bila takva, već ju je Zemlja stekla tek relativno nedavno.

S druge strane, opaženo plimno kočenje uzrokovano je uglavnom oceanskim plimnim valovima. Bez njih bi brzina kočenja bila znatno manja. Ali, kao što znamo, oceani modernih veličina i dubina pojavili su se tek na kraju paleogena, tj. Prije 30 – 50 milijuna godina. U predkenozoiku nije bilo prostranih i dubokih morskih kotlina, au malim plitkim morima plime su bile zanemarive. Shodno tome, trenutnu stopu uklanjanja Mjeseca, uzrokovanu plimnim kočenjem Svjetskog oceana, trebamo proširiti ne na cijelu povijest Zemlje, već samo na razdoblje oceanizacije, tj. 30 – 50 milijuna godina. Uzimajući u obzir gore navedeno, pronaći ćemo udaljenost na kojoj se Mjesec udaljio u proteklih 50 milijuna godina:
3,6 cm/godina×50×10 6 godina = 180×10 6 cm, tj. udaljenost je bila 1800 km.

U pretkenozoičkoj eri, zbog slabog plimnog kočenja, stopa uklanjanja bila je barem red veličine manja nego danas: 0,36 cm/god × 4,5 × 10 9 godina = 1,62 × 10 9 cm, tj. udaljenost je bila 16 200 km. Posljedično, Mjesec i Zemlja su u trenutku svog nastanka bili samo 17-20 tisuća km bliži nego što su sada, što nije moglo značajno utjecati na veličinu tadašnjih plime i oseke.

Dakle, Zemlja je doživjela najveće plimno kočenje na kraju prve velike faze oceanizacije, tj. na kraju paleogena. Prije toga, vrtio se većom brzinom i trebao je imati veću polarnu kompresiju i, prema tome, veće bubrenje duž ekvatora. Iz promatranja evolucije umjetnih Zemljinih satelita doista je utvrđena takva izbočenost ekvatora i iznosi 70 m. Također je dokazano da ne odgovara suvremenoj brzini rotacije. Prema tome, starost utvrđene ekvatorijalne izbočine je 25 – 50 milijuna godina. Planet ga je stekao u eri prije kenozoika brzinom rotacije većom od sadašnje.

Svi dostupni podaci pokazuju da su početne brzine rotacije Mjeseca i Zemlje bile znatno veće od modernih, a njihova gravitacijska interakcija je jača zbog bližeg položaja u orbiti (Orlyonok, 1980). U tim uvjetima postaju jasni razlozi brzog zagrijavanja planeta, formiranja termoreakcijskih zona unutar Zemlje i ranijeg prestanka Mjesečeve aktivnosti. Plimna kretanja čestica pramaterije pridonijela su brzom oslobađanju ogromnih količina topline i zagrijavanju unutrašnjosti planeta. U uvjetima Mjeseca, zbog veće mase Zemlje, plimni učinak bio je mnogo veći, što je ubrzalo procese njegove evolucije. Zbog toga je geološka aktivnost Mjeseca završila tako rano, prije 3 - 3,6 milijardi godina.

Na kraju će doći vrijeme kada će i Zemlja potpuno prestati rotirati i uvijek će jednom stranom biti okrenuta prema Mjesecu. No budući da Zemljino magnetsko polje nastaje kao rezultat brze rotacije planeta, ono će nestati na isti način kao što je nestalo Mjeseca, Merkura i Venere koji su davno prestali s rotacijom pod utjecajem gravitacijskih sila. Zemlje i Sunca.

Dakle, uloga Mjeseca u životu Zemlje pokazuje se značajnom. To nam omogućuje novi pogled na ulogu satelita u evoluciji drugih planeta.

Mars

Orbita Marsa znatno je viša od Zemljine - gotovo 60 milijuna km. Prosječna heliocentrična udaljenost je 225 milijuna km. Ali zbog eliptičnosti orbite, Mars se svakih 780 dana približava Zemlji na udaljenost od 58 milijuna km i udaljava se na 101 milijun km. Te se točke nazivaju opozicijama. Masa Marsa je 0,64 × 10 27 g, radijus 3394 km, prosječna gustoća 3,94 g/cm 3, gravitacijsko ubrzanje 3,71 m/s 2. Duljina Marsove godine je 687 zemaljskih dana, period rotacije oko svoje osi je isti kao i kod Zemlje - 24 sata 34 minute 22,6 sekundi. Nagib osi prema orbitalnoj ravnini također je blizak Zemljinom - 24°. To osigurava promjenu godišnjih doba i postojanje "klimatskih" zona - vruće ekvatorijalne, dvije umjerene i dvije polarne toplinske zone. Međutim, zbog značajne udaljenosti od Sunca (Mars prima 2,3 puta manje sunčeve topline od Zemlje), kontrasti toplinskih zona i godišnjih doba ovdje su drugačiji. Podnevna temperatura na ekvatoru Marsa doseže +10°C, a na polarnim kapama pada do -120°C.

Mars ima dva satelita - Phobos i Deimos. Fobos je veći - 27´21´19 km (Sl. 95). Njegova orbita je samo 5000 km od planeta. Deimos mjeri 15´12´11 km i nalazi se u višoj orbiti - 20 000 km od površine Marsa. Prema fotografijama Marinera 9, američke međuplanetarne postaje koja je istraživala planet 1972. godine, oba su satelita fragmenti asteroida. Oni pokazuju jame-kratere od udara velikih i malih meteorita bez karakterističnih eksplozivnih okana i bazaltnih magmatskih ispuna, kao što je uočeno na drugim planetima i Mjesecu.

Na Marsu je otkrivena vrlo rijetka atmosfera, čiji je tlak na površini samo 0,01 atm. Sastoji se od 95% ugljičnog dioksida (CO 2); dušik (N) – 2,5%; argon (Ar) – 2%; 0,3% - kisik (O 2) i 0,1% - vodena para. Ako se atmosferska voda kondenzira, prekrit će površinu Marsa filmom debljine samo 10-20 mm.

Međuplanetarne sovjetske postaje otkrile su Marsovo vlastito dipolno magnetsko polje niskog intenziteta - 64 nT na ekvatoru (magnetski moment jednak 2,5 × 10 22 CGS (2,5 × 10 19 A × m 2)). Iako se o ovim mjerenjima još uvijek raspravlja, prisutnost magnetskog polja na brzo rotirajućem planetu prirodna je činjenica. Njegov nizak intenzitet može se u potpunosti objasniti nedostatkom razvijene tekuće vanjske jezgre. Kraj vulkanizma na planetu dogodio se prije otprilike 2,0 - 2,5 milijarde godina, u to vrijeme smanjena je i vanjska jezgra Marsa.

Riža. 95. Phobos (fotografija snimljena od strane Amerikanaca

stanica "Mariner-9" 1972.)

Godine 1976. američke sonde Viking 1 i Viking 2 spustile su se na Mars. Dobili su zadatak potrage za tragovima organskog života na planetu. Iako se ovaj problem nije mogao riješiti, ispitano je tlo i snimljene su fotografije područja slijetanja na površinu Marsa s malih visina. Sasvim neočekivano pokazalo se da je tlo obogaćenije željezom nego na Zemlji - njegov sastav, prema mjerenjima, je sljedeći: hidritni oksidi željeza (Fe 2 O 3) - 18%; silicij (SiO 2) – 13 – 15%; kalcij (Ca) – 3 – 8%; aluminij (Al) – 2 – 7%; titan (Ti) – 0,5%. Ovaj sastav je tipičan za produkte razgradnje feldspat-piroksen-olivin stijena s ilmenitom. Crvenkasta boja površine Marsa posljedica je hematitizacije i limonitizacije stijena. Ali taj proces zahtijeva vodu i kisik, koji očito dolaze iz podzemlja kada se površina zagrije marsovskim danom ili izdisajima toplih plinova.

Bijela boja polarnih kapa posljedica je taloženja smrznutog ugljičnog dioksida. Postoji razlog za vjerovanje da je plašt Marsa obogaćen željezom ili da je njegov visok sadržaj u površinskim stijenama uzrokovan niskim stupnjem diferencijacije stijena plašta.

Kao i na Mjesecu, kratka geološka aktivnost Marsa posljedica je njegove male mase. Stoga je u ovim uvjetima teško očekivati ​​potpunu diferencijaciju protomaterije u tankoj zoni taline plašta.

Masa planeta osigurava tlak u središtu reda veličine 4 × 10 5 atm, što odgovara 100 km dubine na Zemlji. Talište – 1100 K; Prema nekim podacima, djelomično se postiže na dubini od oko 200 km. Ako uzmemo radioaktivne elemente kao izvore topline, tada, prema W. Hubbardu (1987), topljenje plašta može započeti tek 2-3 milijarde godina nakon formiranja planeta. Međutim, pod pretpostavkom da Mars nije iznimka i da je prototip njegove strukture ljuske, poput Zemljine, postavljen tijekom akrecije iz oblaka maglice, vjerujemo da unutarnja metalna jezgra (otprilike 1/3 R), lišena radioaktivnih elemenata koji su nastali u početku. Naknadno je kondenzirao silikatni omotač koji je sadržavao radioaktivne elemente. Formiranje zone taline nedvojbeno se dogodilo duž granice čvrste željezne jezgre, kako zbog raspada kratkoživućih i dugoživućih radioaktivnih elemenata, tako i zbog pritiska. Do formiranja astenosfere kao sekundarne zone došlo je zbog akumulacije topline koja difundira odozdo i radioaktivnog zagrijavanja materije na razini mnogo dubljoj od 200 km. Proces je imao žarišnu prirodu, što se odrazilo na značajke topografije Marsa i prirodu vulkanizma.

Ono što je najupečatljivije je veličina Marsovih vulkana. Dakle, planina Olimp ima visinu od 20 km s promjerom baze od 500 km (slika 96). Postoje još tri ogromna vulkana u regiji Tharsis, koja se nalazi sjeverno od ekvatora. Na sjevernoj hemisferi Marsa nalazi se drugi

Riža. 96. Planina Olimp

vulkansko područje – Elysium. Na južnoj hemisferi uglavnom se nalaze krateri s ravnim dnom. Većina vulkana su štitasti vulkani, tj. pokrivači lave zauzimaju golema područja. To je tipično za lave niske viskoznosti i velike centre vulkanizma. Na Zemlji se takve erupcije događaju kada se tope stijene vrlo bogate željezom. Približna procjena dubine izvora (0,1 visine vulkana) daje vrijednost od oko 200 km za štitaste vulkane Marsa. Međutim, ta se dubina poklapa s dubinom astenosferske zone na Zemlji, gdje je tlak nekoliko puta veći nego na odgovarajućoj dubini na Marsu. Potonji će na dubini od 200 km imati tlak od oko 3000 atm, što odgovara 50 km na Zemlji. Mnogi korijeni Zemljinih vulkana zapravo leže na tim dubinama. Ali ako uzmemo prosječni vertikalni temperaturni gradijent od 12°/km, tada će temperatura na dubini od 50 km biti samo 500 – 600°C, što je dva puta niže od potrebne temperature taljenja za Zemljin plašt. Iz ovoga slijedi da magma ulazi u središta vulkanizma i na Zemlji i na Marsu iz dubljih horizonata, gdje termodinamički uvjeti i akumulirana dubinska toplina raspršena iz vanjske zone jezgre stvaraju temperature reda veličine 1100 K.

Zbog veće mase Marsa i samim time drugačijih termodinamičkih uvjeta u jezgri, kao i velikih zaliha radioaktivnih elemenata, vulkanska aktivnost na njemu nedvojbeno je trajala dulje nego na Mjesecu. Na kraju, negdje prije 2,0 - 2,5 milijarde godina, voda se nakupila ispod tla i u gornjim horizontima kore. Njegovi povremeni proboji na površinu planeta u ekvatorijalnom području ostavili su brojne tragove u obliku kanala, a možda i rijeka, golemih odrona zemlje i kamenja, zabilježenih na fotografijama postaje Mariner-9 (Sl. 97).

Riža. 97. Mariner Valley - divovski kanjon

na Marsu s tragovima vodene erozije

Jedan takav dokaz je gigantski kanjon Marineris, dug 4000 km i širok 2000 km. Njegove strme strane spuštaju se do dubine od 6 km. Dolina može biti i tektonskog podrijetla, ali duž njezinih rubova postoji razvijena mreža vijugavih kanala koji su jasno vodenog podrijetla. Viking 1 i Viking 2 pronašli su mnogo više znakova vodene erozije od suhih slojeva koje je uočio Mariner 9 (Kaufman, 1982). Prema istraživačima, ogromne mase vode povremeno su iznenada i brzo preplavile neka područja površine Marsa. Mnogo vode na Marsu ostaje u obliku permafrosta i leća leda ispod površine planeta. Njegovo povremeno otapanje može uzrokovati poplave i velika klizišta (Sl. 98). Zbog niskog atmosferskog tlaka marsovske rijeke i jezera ne mogu dugo postojati. Voda brzo prokuha i ispari.

Riža. 98. Ogromno klizište na Marsu u Valles Marineris

na slici "Viking 1" (1976.)

Zaključujući naše razmatranje strukture planeta terestrijala i Mjeseca, rezimiramo neke rezultate. Zemlja nedvojbeno može poslužiti kao model, svojevrsni standard za usporedbu stanja na drugim planetima. S druge strane, odstupanja od ovog standarda nose informacije o specifičnim procesima određenim heliocentričnom udaljenošću i parametrima mase planeta.

Svi su planeti formirani od istog materijala - izvornog roditeljskog oblaka prašine i plina. Sve su one obogaćene vatrostalnim tvarima i željezom, one najbliže Suncu osiromašene su hlapljivim elementima. Neke razlike u sastavu stijena očito su određene različitim omjerima silikatnog i metalnog materijala. Vrlo kratko razdoblje geološke i unutarnje aktivnosti Merkura, Mjeseca i Marsa, procijenjeno na jednu do dvije milijarde godina, isključuje mogućnost njihove diferencijacije u školjke. Sam koncept post-akrecijske taline planetarne unutrašnjosti, prvobitno homogenog sastava, s kasnijom magmatskom diferencijacijom, jasno je nedokazan. Procesi diferencijacije malih planeta, koji imaju male termodinamičke parametre nedovoljne za topljenje velikih količina materije, očito su vrlo ograničeni. Ovdje nema iznimke za Zemlju. Unutarnje metalne jezgre planeta - veće ili manje - u početku su nastale tijekom akrecije oblaka prašine i plina - kao primarne kondenzacijske jezgre, oko kojih je kasnije rastao lakši silikatni materijal. Kako se udaljavao od Sunca, ovaj je materijal postao obogaćen hlapljivim elementima i vodom. Na Merkuru je bio osiromašen ovim elementima, ali obogaćen željezom i drugim vatrostalnim tvarima.

Masa planeta i heliocentrična udaljenost glavni su parametri njihove evolucije. Što je masa veća, to dulje traje geološki proces. Atmosfera je pokazatelj geološke aktivnosti.

Utjecaj plimnog kočenja od Sunca na udaljenosti od 100 milijuna km, kojemu su Merkur i Venera bili potpuno izloženi, vrlo je jak. Zemlja je imala sličnu ulogu za Mjesec. Svi planeti tijekom razdoblja svoje geološke aktivnosti rotirali su brže i, naravno, imali su magnetsko polje i stoga su imali prilično razvijenu tekuću vanjsku jezgru. Prije otprilike 3 milijarde godina, nakon što su iscrpili svoje termodinamičke sposobnosti i rezerve kratkotrajnih i dugoživućih radioaktivnih elemenata, rastaljene cirkumnuklearne zone smanjile su se u veličini, a njihova temperatura pala. U magnetiziranim stijenama sačuvano je samo zaostalo magnetsko polje ili sjećanje na njega.

Astenosfera i rastaljene vanjske jezgre zadržale su se samo na Zemlji i, po svoj prilici, na Veneri, što se odražava na geološki proces koji je u tijeku na površini ovih planeta.