Геологија на Меркур

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Караваџо на Меркур.
Неколку области на Меркур се екстремно темни, како што е малиот кратер Хемингвеј во долниот десен дел.

Геологијата на Меркур — научно проучување на површината, кората и внатрешноста на планетата Меркур. Го нагласува составот, структурата, историјата и физичките процеси кои ја обликуваат планетата. Тоа е аналогно на полето на копнената геологија. Во планетарната наука, терминот геологија се користи во неговата најширока смисла кое значи проучување на цврстите делови на планетите и месечините. Терминот вклучува аспекти на геофизика, геохемија, минералогија, геодезија и картографија.[1]

Историски гледано, Меркур е најмалку разбран од сите копнени планети во Сончевиот Систем. Ова главно произлегува од неговата близина до Сонцето, што го отежнува достигнувањето со вселенски летала технички предизвикувачки и отежнати на набљудувањата на Земјата. Со децении, главниот извор на геолошки информации за Меркур доаѓале од 2.700 снимки направени од вселенското летало Маринер 10 за време на три прелетувања на планетата од 1974 до 1975 година. Овие снимки покриле околу 45% од површината на планетата, но многу од нив биле несоодветни за детални геолошки истражувања поради високите агли на сонцето што го отежнувале одредувањето на морфологијата и топографијата на површината.[2] Овој недостаток на информации бил значително ублажен со вселенските летала Mercury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, и Ranging, кои помеѓу 2008 и 2015 година собрале над 291.000 слики [3] кои ја покриваат целата планета, заедно со многу други научни податоци. Вселенското летало БепиКолумбо на Европската вселенска агенција (ESA), планирано да оди во орбитата околу Меркур во 2025 година, се очекува да помогне да се одговори на многу од преостанатите прашања за геологијата на Меркур.

На површината на Меркур доминираат ударни кратери, базалтни карпи и мазни рамнини, многу од нив се резултат на вулканизам од поплави, слични во некои погледи на месечинско море , и локално со пирокластични наслаги.[4] Други значајни карактеристики вклучуваат отвори кои се смета дека се извор на долини издлабени со магма, често групирани вдлабнатини во неправилна форма наречени „шуплини“ за кои се верува дека се резултат на срушени магматски комори, гребени што укажуваат на расед и минерали депозити (можеби мраз) во кратерите на половите. Долго време се мислело дека е геолошки неактивен, новите докази сугерираат дека сè уште може да има одредено ниво на активност.

Густината на Меркур подразбира цврсто јадро богато со железо кое сочинува околу 60% од неговиот волумен (75% од неговиот радиус). Магнетниот екватор на Меркур е поместен за речиси 20% од радиусот на планетата кон север, што е најголем сооднос од сите планети. Оваа промена сугерира дека има еден или повеќе стопени слоеви богати со железо што го опкружуваат јадрото што произведува динамо-ефект сличен на оној на Земјата. Дополнително, магнетниот дипол може да резултира со нерамномерно површинско атмосферско влијание од сончевиот ветер, соборувајќи повеќе површински честички нагоре во јужната егзосфера и транспортирање на нив за таложење на север. Научниците собираат телеметрија за да утврдат дали е тоа така.

Откако го завршил првиот сончев ден од својата мисија во септември 2011 година, повеќе од 99% од површината на Меркур била мапирана од сондата Месинџер на НАСА во боја и монохроматски со такви детали што разбирањето на научниците за геологијата на Меркур значително го надминало нивото постигнато по прелетувањата на Маринер 10 од 1970-тите.

Тешкотии во истражувањето[уреди | уреди извор]

Сонда Маринер 10

Достигнувањето на Меркур од Земјата претставува значителни технички предизвици, бидејќи планетата орбитира многу поблиску до Сонцето отколку Земјата. Вселенското летало поврзано со Меркур, лансирано од Земјата, мора да помине 91 милиони километри во гравитациониот потенцијал на Сонцето. Почнувајќи од орбиталната брзина на Земјата од 30 km/s, промената на брзината (делта-v) што вселенското летало мора да ја направи за да влезе во Хомановата преносна орбита што минува во близина на Меркур е голема во споредба со другите планетарни мисии. Потенцијалната енергија ослободена со движење надолу по потенцијалниот бунар на Сонцето станува кинетичка енергија; барајќи друга голема делта- v да прави нешто друго освен брзо поминување покрај Меркур. За да слета безбедно или да влезе во стабилна орбита, леталото мора целосно да се потпира на ракетни мотори бидејќи Меркур има занемарлива атмосфера. Директното патување до Меркур всушност бара повеќе ракетно гориво од она што е потребно за целосно да се избега од Сончевиот Систем. Како резултат на тоа, само две вселенски сонди, Маринер 10 и Месинџер, и двете од НАСА, досега го посетиле Меркур.

  • Кора– 100–200 км дебелина
  • Мантија – 600 км дебелина
  • Јадро – 1,800 км радиус

Мисијата претставува опасност за вселенските летала од интензивно сончево зрачење и високи температури.

Историски гледано, втора пречка е тоа што периодот на ротација на Меркур е бавен 58 земјини денови, така што прелетувањето на вселенските летала е ограничено на гледање само на една осветлена полутопка. Всушност, иако вселенската сонда Маринер 10 летала покрај Меркур три пати во текот на 1974 и 1975 година, таа ја набљудувала истата област при секое поминување. Тоа било затоа што орбиталниот период на Маринер 10 бил скоро точно 3 ѕвездени дена на Меркур, а истото лице на планетата било осветлено на секој од блиските приоди. Како резултат на тоа, помалку од 45% од површината на планетата била мапирана.

Набљудувањата базирани на Земјата се отежнати поради постојаната близина на Меркур до Сонцето. Ова има неколку последици:

  1. Секогаш кога небото е доволно темно за гледање преку телескопи, Меркур е секогаш веќе во близина на хоризонтот, каде што условите за гледање и онака се лоши поради атмосферските фактори.
  2. Вселенскиот телескоп Хабл и другите вселенски опсерватории обично се спречени да покажат блиску до Сонцето од безбедносни причини (Погрешно вперување на такви чувствителни инструменти кон Сонцето веројатно ќе предизвика трајно оштетување).

Геолошката историја на Меркур[уреди | уреди извор]

Меркур – аномалии на гравитацијата – масовните концентрации (црвено) сугерираат подземна структура и еволуција.

Како Земјата, Месечината и Марс, геолошката историја на Меркур е поделена на епохи. Од најстара до најмлада и тоа се: пред-толстојанска, толстојанска, калоријанска, мансуријанска и киперијанска. Овие возрасти се засноваат само на релативна врска.

По формирањето на Меркур заедно со остатокот од Сончевиот Систем пред 4,6 милијарди години, следело силно бомбардирање од астероиди и комети. Последната интензивна фаза на бомбардирање, доцното тешко бомбардирање завршило пред околу 3,8 милијарди години. Некои региони или масиви, меѓу кои истакнат е оној што го формирал Калорискиот басен, биле исполнети со ерупции на магма од внатрешноста на планетата. Тие создадле мазни меѓукратски рамнини слични на месечинското море пронајдени на Месечината. Подоцна, кога планетата се оладила и се собирала, нејзината површина почнала да пука и да формира гребени; овие површински пукнатини и гребени може да се видат на врвот на други карактеристики, како што се кратерите и помазните рамнини - јасен показател дека тие се понови. Периодот на вулканизам на Меркур завршил кога обвивката на планетата се стегнала доволно за да спречи понатамошна лава да се пробие на површината. Ова веројатно се случило во одреден момент во текот на неговите први 700 или 800 милиони години историја.

Оттогаш, главните површински процеси се интермитентни влијанија.

Времеплов[уреди | уреди извор]

Временска единица: милиони години

Карактеристики на површината[уреди | уреди извор]

Површината на Меркур е генерално слична по изглед на онаа на Месечината, со обемни рамнини слични на лунарното море и терени со тешки кратери слични на лунарните висорамнини и локално настанати од акумулации на пирокластични наслаги.[4]

Топографија
PIA19420-Mercury-NorthHem-Topography-MLA-Messenger-20150416.jpg
Карта на северната полутопка на Меркур со помош на инструментот MLA на Месинџер
најниска (виолетова) до 10 км највисоко (црвено).

Ударни базени и кратери[уреди | уреди извор]

Калорисовиот басен на Меркур е една од најголемите ударни карактеристики во Сончевиот Систем

Кратерите на Меркур се движат во пречник од мали кратери во облик на чинија до сливови со удари со повеќе прстени од стотици километри. Тие се појавуваат во сите состојби на деградација, од релативно свежи кратери со зраци, до високо деградирани остатоци од кратери. Кратерите на Меркур суптилно се разликуваат од лунарните кратери - обемот на исфрлање е многу помал, што е последица на 2,5 пати посилната површинска гравитација на Меркур.

Скенирање на MASCS спектар на површината на Меркур
Т.н. „Чуден терен“ формиран од ударот на Калорисовиот слив во неговата антиподална точка

Најголемиот познат кратер е огромниот Колорисов слив, со пречник од 1550 килопметри. Сливот со споредлива големина, привремено наречен Скинакас бил постулиран од набљудувањата на Земјата базирани на мала резолуција на полутопката што не е снимена од Маринер, но не е забележан во снимките на Месинџер на соодветниот терен. Влијанието што го создал Калорисовиот слив било толку моќно што неговите ефекти се гледаат на глобално ниво. Тоа предизвикало ерупции на лава и оставило концентричен прстен висок над 2 км околу ударниот кратер. На антиподот на сливот се наоѓа голем регион со необичен, ридски и избразден терен, понекогаш наречен „Чуден терен“. Фаворизираната хипотеза за потеклото на оваа геоморфолошка единица е дека ударните бранови генерирани за време на ударот патувале низ планетата и кога се споиле кај антиподот на сливот (оддалечен 180 степени), високите напрегања можеби ја скршиле површината. Многу помалку омилена идеја била дека овој терен се формирал како резултат на конвергенција на исфрлање на антиподот на овој слив. Понатаму, формирањето на сливот се смета дека создало плитка вдлабнатина околу него, која подоцна била исполнета со мазни рамнини.

Севкупно, околу 15 ударни сливови се идентификувани на снимениот дел на Меркур. Други значајни сливови ги вклучуваат Толстојскиот слив кој е 400 километри широк, кој има простор за исфрлање до 500 км од нејзиниот раб, а подот му е исполнет со мазни рамничарски материјали. Бетовеновиот слив има и прекривка со слична големина и 625 км дијаметар на раб.

Како и на Месечината, свежите кратери на Меркур покажуваат истакнати системи со светли зраци. Тие се направени од исфрлени отпадоци, кои имаат тенденција да бидат посветли додека остануваат релативно свежи поради помалото количество на вселенски атмосферски влијанија од околниот постар терен.

Јамски кратери[уреди | уреди извор]

Некои ударни кратери на Меркур имаат некружни, неправилни вдлабнатини или јами на нивните подови. Ваквите кратери се нарекуваат кратери од јамски под, а членовите на тимот на Месинџер сугерираат дека таквите јами настанале со колапс на подземни магматски комори. Ако овој предлог е точен, јамите се доказ за вулкански процеси на Меркур. Јамските кратери се без обрач, често се со неправилна форма и стрмни, и не прикажуваат поврзани течења на исфрлување на лава, но се типично карактеристични по боја. На пример, јамите на Праксител имаат портокалова нијанса. Се смета дека е доказ за плитка магматска активност, јамните кратери можеби се формирале кога подземната магма се исцедила на друго место и ја оставила површината на покривот неподдржана, што довело до колапс и формирање на јамата. Главните кратери кои ги покажуваат овие карактеристики ги вклучуваат Бекет, Џибран и Лермонтов, меѓу другите. Било сугерирано дека овие јами со поврзани посветли и поцрвени наслаги може да бидат пирокластични наслаги предизвикани од експлозивен вулканизам.[4]

Абедински кратер

Рамнини[уреди | уреди извор]

Постојат две геолошки различни рамнински единици на Меркур:

  • Интеркратерските рамнини се најстарата видлива површина, што му претходи на теренот со големи кратери. Тие се тркалачки или ридски и се јавуваат во регионите помеѓу поголемите кратери. Се смета дека меѓукратерските рамнини избришале многу претходни кратери и покажуваат општ недостаток на помали кратери под околу 30 км во дијаметар. Не е јасно дали тие се од вулканско или ударно потекло. Меѓукратерските рамнини се распоредени приближно рамномерно низ целата површина на планетата.
  • Мазните рамнини се широко распространети рамни области кои наликуваат на лунарно море, кои пополнуваат вдлабнатини со различни големини. Имено, тие пополнуваат широк прстен околу Калорисовиот слив. Забележлива разлика во однос на лунарното море е тоа што мазните рамнини на Меркур го имаат истото албедо како и постарите меѓукратски рамнини. И покрај недостатокот на недвосмислено вулкански карактеристики, нивната локализација и единиците на боја силно го поддржуваат вулканското потекло. Сите мазни рамнини се формирале значително подоцна од Калорискиот слив, што е потврдено со значително помалите густини на кратерите.

Подот на Калорискиот слив е исто така исполнет со геолошки посебна рамна рамнина, расцепена со гребени и фрактури во приближно полигонална шема. Не е јасно дали се работи за вулкански лави предизвикани од ударот или за голем удар од топење.

Тектонски карактеристики[уреди | уреди извор]

Карпи на Меркур

Една необична карактеристика на површината на планетата се многубројните набори на компресија кои се вкрстуваат низ рамнините. Се смета дека додека внатрешноста на планетата се ладела, таа се собирала и нејзината површина почнала да се деформира. Наборите може да се видат на врвот на другите карактеристики, како што се кратери и помазни рамнини, што покажува дека тие се понови.[5] Површината на Меркур е исто така свиткана од значајни плимни сили подигнати од Сонцето - плимата и осеката на Сонцето на Меркур се околу 17% посилни од оние на Месечината на Земјата.[6]

Терминологија[уреди | уреди извор]

Карактеристиките на површината што не се кратери ги добиваат следните имиња:

Поларни дамки со високо албедо и можно присуство на мраз[уреди | уреди извор]

Првите радарски набљудувања на Меркур биле извршени со радиотелескопи во Аресибо (Порторико) и Голдстон (Калифорнија, САД), со помош од постројката на Американската национална радио астрономска опсерваторија (VLA) во Ново Мексико. Преносите испратени од Deep Space Network во Голдстон биле на ниво на моќност од 460 kW на 8,51 GHz; сигналите добиени од низата со повеќе чинии детектирале точки на радарска рефлексивност (радарска осветленост) со деполаризирани бранови од северниот пол на Меркур.

Радарска слика на северниот пол на Меркур.

Радарските мапи на површината на планетата се направени со помош на радиотелескопот Аресибо. Анкетата е спроведена со 420 kW UHF опсег (2.4 GHz) радио бранови што дозволуваат 15 км резолуција. Оваа студија не само што го потврди постоењето на зоните на висока рефлексивност и деполаризација, туку открила и голем број нови области (со што вкупниот број се искачи на 20) и дури можело да ги испита половите. Се претпоставува дека површинскиот мраз може да е одговорен за овие високи нивоа на осветленост, бидејќи силикатни карпи кои го сочинуваат најголемиот дел од површината на Меркур имаат токму спротивен ефект врз сјајноста.

И покрај неговата близина до Сонцето, Меркур може да има површински мраз, бидејќи температурите во близина на половите се постојано под точката на смрзнување: на поларните рамнини, температурата не се искачува над -106 °C. А кратерите на повисоките географски широчини на Меркур (откриени со радарски истражувања и од Земјата) може да бидат доволно длабоки за да го заштитат мразот од директна сончева светлина. Внатре во кратерите, каде што нема сончева светлина, температурите паѓаат на -171 °C.

И покрај сублимацијата во вакумот на вселената, температурата во трајно засенчениот регион е толку ниска што оваа сублимација е доволно бавна за потенцијално да го зачува таложениот мраз за милијарди години.

На Јужниот пол, местото на голема зона со висока рефлексивност се совпаѓа со онаа на кратерот Чао Менг-Фу, а исто така се идентификувани и други мали кратери кои содржат рефлектирачки области. На Северниот Пол, голем број кратери помали од Чао-Менг Фу ги имаат овие рефлектирачки својства.

Јачината на радарските рефлексии што се гледаат на Меркур е мала во споредба со онаа што би се случила со чист мраз. Ова може да се должи на таложење на прав што не ја покрива целосно површината на кратерот или други причини, на пр. тенок прекриен површински слој. Сепак, доказите за мразот на Меркур не се дефинитивни. Аномалните рефлектирачки својства може да се должат и на постоењето на наслаги на метални сулфати или други материјали со висока рефлексија.

Можно потекло на мразот[уреди | уреди извор]

Меркур не е единствен по тоа што има кратери кои стојат во постојана сенка; на јужниот пол на Земјината Месечина има голем кратер (Ајткен) каде што се забележани некои можни знаци за присуство на мраз (иако нивното толкување е спорно). Астрономите сметаат дека мразот и на Меркур и на Месечината мора да потекнува од надворешни извори, главно од кометите. Познато е дека тие содржат големи количини или мнозинство мраз. Затоа, може да се замисли дека ударите на метеоритите наталожиле вода во трајните кратери во сенка, каде што би останала незагреана веројатно со милијарди години поради недостаток на атмосфера за ефикасно спроведување на топлината и стабилна ориентација на оската на ротација на Меркур.

Меркур
PIA19411-Mercury-WaterIce-Radar-MDIS-Messenger-20150416.jpg
Воден мраз (жолто) во северниот поларен регион на Меркур

Биолошка историја на Меркур[уреди | уреди извор]

Живеалиште[уреди | уреди извор]

Можеби постои научна поддршка, заснована на студии пријавени во март 2020 година, за да се земе предвид дека делови од планетата Меркур можеби биле погодни за живеење, а можеби и за форми на живот, иако веројатно примитивни микроорганизми, можеби постоеле на планетата.[7][8]

  • Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física ( Наука за Земјата, вовед во физичка геологија ), од Едвард Ј. Тарбук и Фредерик К. Лутгенс. Prentice Hall (1999).
  • „Hielo en Mercurio“ („Мраз на Меркур“). El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio („Универзумот, енциклопедија на астрономијата и вселената“), уредник Planeta-De Agostini, стр. 141–145. Том 5. (1997)

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Greeley, Ronald (1993). Planetary landscapes (изд. 2nd.). New York: Chapman & Hall. стр. 1. ISBN 0-412-05181-8.
  2. Strom, R.G. in “Geology of the Terrestrial Planets,” M.H. Carr, Ed., Special Paper 469, NASA Scientific and Technical Information Branch:Washington D.C., 1984, p. 13. https://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
  3. MESSENGER website. Johns Hopkins Applied Physics Laboratory. https://messenger.jhuapl.edu/Explore/images/impressions/messenger-byTheNumbers-lg.jpg
  4. 4,0 4,1 4,2 Thomas, Rebecca J.; Rothery, David A.; Conway, Susan J.; Anand, Mahesh (16 September 2014). „Long-lived explosive volcanism on Mercury“. Geophysical Research Letters. 41 (17): 6084–6092. Bibcode:2014GeoRL..41.6084T. doi:10.1002/2014GL061224.
  5. Dzurisin, D. (1978). „The tectonic and volcanic history of mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments“. Journal of Geophysical Research: Solid Earth. 83 (B10): 4883–4906. doi:10.1029/JB083iB10p04883.
  6. Van Hoolst, T.; Jacobs, C. (2003). „Mercury's tides and interior structure“. Journal of Geophysical Research: Planets. 108 (E11): 5121. doi:10.1029/2003JE002126.
  7. Hall, Shannon (24 March 2020). „Life on the Planet Mercury? 'It's Not Completely Nuts' - A new explanation for the rocky world's jumbled landscape opens a possibility that it could have had ingredients for habitability“. The New York Times. Посетено на 26 March 2020.
  8. Roddriquez, J. Alexis P.; и др. (16 March 2020). „The Chaotic Terrains of Mercury Reveal a History of Planetary Volatile Retention and Loss in the Innermost Solar System“. Scientific Reports. 10 (4737). doi:10.1038/s41598-020-59885-5. PMID 32179758. Посетено на 26 March 2020.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]