Merkur je planeta Sluneční soustavy nejblíže Slunci, nejmenší z terestrických planet. Pojmenován po starořímském bohu obchodu – rychlém Merkuru, protože se po nebeské sféře pohybuje rychleji než ostatní planety.

Průměrná vzdálenost Merkuru od Slunce je o něco méně než 58 milionů km (57,91 milionů km). Planeta oběhne kolem Slunce za 88 pozemských dnů. Zdánlivá velikost Merkuru se pohybuje od -1,9 do 5,5, ale není snadno viditelná kvůli své blízkosti ke Slunci.

Merkur patří k terestrickým planetám. Ve svých fyzikálních vlastnostech se Merkur podobá Měsíci. Nemá žádné přirozené satelity, ale má velmi řídkou atmosféru. Planeta má velké železné jádro, které je zdrojem magnetického pole, jehož síla je 0,01 magnetického pole Země. Jádro Merkuru tvoří 83 % celkového objemu planety. Teplota na povrchu Merkuru se pohybuje od 80 do 700 K (-190 až +430 °C). Sluneční strana se zahřívá mnohem více než polární oblasti a odvrácená strana planety.

Poloměr Merkuru je pouze 2439,7±1,0 km, což je menší poloměr než poloměr Jupiterova měsíce Ganymede a Saturnova měsíce Titan (dva největší planetární měsíce ve sluneční soustavě). Navzdory svému menšímu poloměru však Merkur hmotností překonává Ganymede a Titan. Hmotnost planety je 3,3⋅1023 kg. Průměrná hustota Merkuru je poměrně vysoká - 5,43 g/cm³, což je jen o málo méně než hustota Země. Vzhledem k tomu, že Země je mnohem větší, ukazuje hodnota hustoty Merkuru zvýšený obsah kovů v jejích hloubkách. Gravitační zrychlení na Merkuru je 3,70 m/s². Druhá úniková rychlost je 4,25 km/s. O planetě se zatím ví poměrně málo. Teprve v roce 2009 sestavili vědci první kompletní mapu Merkuru pomocí snímků z Mariner 10 a Messenger.

Poté, co bylo Pluto v roce 2006 zbaveno svého planetárního statutu, získal Merkur titul nejmenší planety sluneční soustavy.

Astronomické charakteristiky

Zdánlivá velikost Merkuru se pohybuje od -1,9 m do 5,5 m, ale není snadno viditelný kvůli jeho malé úhlové vzdálenosti od Slunce (maximálně 28,3°).

Nejpříznivější podmínky pro pozorování Merkuru jsou v nízkých zeměpisných šířkách a blízko rovníku: je to způsobeno tím, že tam trvá soumrak nejkratší. Ve středních zeměpisných šířkách je nalezení Merkuru mnohem obtížnější a je možné pouze v období jeho nejlepších elongací. Ve vysokých zeměpisných šířkách není planeta téměř nikdy (s výjimkou zatmění) vidět na tmavé noční obloze: Merkur je viditelný velmi krátkou dobu po soumraku.

Nejpříznivější podmínky pro pozorování Merkuru ve středních zeměpisných šířkách obou polokoulí nastávají kolem rovnodenností (trvání soumraku je minimální). Optimální dobou pro pozorování planety je ranní nebo večerní soumrak v obdobích jejích elongací (období maximální vzdálenosti Merkuru od Slunce na obloze, vyskytující se několikrát do roka).

Nebeská mechanika Merkuru

Merkur obíhá na své oběžné dráze kolem Slunce s periodou asi 88 pozemských dnů. Trvání jednoho hvězdného dne na Merkuru je 58,65 pozemských dnů a trvání slunečního dne je 176 pozemských dnů. Merkur se pohybuje kolem Slunce po dosti protáhlé eliptické dráze (excentricita 0,205) v průměrné vzdálenosti 57,91 milionů km (0,387 AU). V perihéliu se Merkur nachází 45,9 milionů km od Slunce (0,3 AU), v aféliu - 69,7 milionů km (0,46 AU), takže v perihéliu je Merkur více než jedenapůlkrát blíže Slunci než v aféliu. Sklon dráhy k rovině ekliptiky je 7°. Merkur stráví 87,97 pozemského dne na jedné oběžné dráze. Průměrná rychlost oběhu planety je 48 km/s (v aféliu - 38,7 km/s, a v perihéliu - 56,6 km/s). Vzdálenost Merkuru od Země se pohybuje od 82 do 217 milionů km. Proto při pozorování ze Země mění Merkur během několika dní svou polohu vůči Slunci ze západu (ranní viditelnost) na východ (večerní viditelnost).

Na Merkuru nejsou roční období jako na Zemi. K tomu dochází, protože rotační osa planety je téměř kolmá k orbitální rovině. Díky tomu jsou v blízkosti pólů oblasti, které nejsou osvětleny slunečními paprsky. Výzkum provedený pomocí radioteleskopu Arecibo naznačuje, že v této chladné a tmavé zóně existují ledovce. Vrstva vodního ledu může dosáhnout 2 m; je pravděpodobně pokryta vrstvou prachu.

Atmosféra

Když sonda Mariner 10 proletěla kolem Merkuru, bylo zjištěno, že planeta má extrémně řídkou atmosféru, jejíž tlak byl 5⋅1011krát menší než tlak zemské atmosféry. Za takových podmínek se atomy srážejí častěji s povrchem planety než navzájem. Atmosféru tvoří atomy zachycené slunečním větrem nebo vyražené z povrchu slunečním větrem – helium, sodík, kyslík, draslík, argon, vodík. Průměrná životnost jednotlivého atomu v atmosféře je asi 200 dní.

Magnetické pole a gravitace Merkuru nestačí k ochraně atmosférických plynů před rozptylem a udržení husté atmosféry. Blízkost Slunce s sebou nese silný sluneční vítr a vysoké teploty (při silném zahřívání plyny aktivněji opouštějí atmosféru). Přitom Mars, který má gravitaci téměř rovnou Merkuru, ale nachází se 4-5x dále od Slunce, i bez magnetického pole, úplně neztratil atmosféru, aby se rozptýlil do vesmíru.

Planeta Merkur je podobná Měsíci. Povrch této prastaré planety je posetý krátery, jako mnoho satelitů jiných planet. Merkur je větší než téměř všechny měsíce ostatních planet, ale menší než Ganymed (měsíc Jupitera) a Titan (měsíc Saturnu). Merkur je ve srovnání se satelity jiných planet mnohem hustší a hmotnější, protože se skládá převážně ze železa.

Planeta Merkur je velmi podobná satelitu. Starý povrch Merkuru je hustě posetý krátery, jako většina planetárních satelitů. Merkur je větší než mnoho měsíců a přesto menší než Jupiterův měsíc Ganymede a Saturnův měsíc Titan. Merkur je výrazně hustší a hmotnější než téměř jakýkoli měsíc, protože je vyroben především ze železa. A pouze Země, jediná planeta, je hustší než Merkur.

Planeta nejblíže Slunci, Merkur, zůstává nejzáhadnější mezi vnitřními planetami Sluneční soustavy. Merkur, skrytý ve slunečních paprscích, je ze Země obtížně pozorovatelný objekt. Jedinou kosmickou lodí, která zkoumala Merkur zblízka, byl Mariner 10, který provedl dva průlety kolem Merkuru v letech 1974 a 1975 a prozkoumal asi 45 procent povrchu planety.

Planeta Merkur je známá od počátku zaznamenané historie, ale části této nejvnitřnější planety sluneční soustavy nebyly nikdy viděny. Před dvěma dny robotická sonda Messenger podruhé proletěla kolem Merkuru a vyfotografovala oblasti, které byly dříve hrubě zmapované pouze radarem.

V „sousedství“ Slunce, zaplaveném proudy a oslnivě jasné, se pohybuje planeta Merkur. Zdánlivá úhlová vzdálenost planety od centrální hvězdy nikdy nepřesáhne 28 stupňů, takže pozorování Merkuru je velmi obtížné. Většinu času je doslova pohřben v paprscích denního světla a jen krátce se objeví na pozadí zlatého rána, svítání nebo v lesku večerního západu slunce.

Všichni pozorovatelé poukázali na jeden rys: planeta se otáčí kolem své osy a oběhne kolem Slunce za stejnou dobu, která se rovná 88 pozemským dnům. Zdá se, že to dokazují náčrtky umístění skvrn na planetárním disku. Ukázalo se, že Merkur je vždy obrácen ke Slunci jednou stranou. A pokud ano, pak na jedné polokouli by měl být věčný den a na druhé - věčná noc. Vědci vysvětlili synchronicitu rotace planety slapovým brzděním Slunce a jako jasný příklad ukázali na Měsíc, otočený jednou stranou k Zemi.

Ve druhé polovině 20. století musela být myšlenka o povaze rotace Merkuru zcela revidována. To bylo usnadněno rychlým rozvojem radiofyzikálních výzkumných metod. Přesné údaje o rotaci planety byly získány analýzou radarových relací.

V roce 1965 američtí astronomové pomocí obřího 305metrového radioteleskopu v Portoriku určili radarem periodu axiální rotace Merkuru na 2/3 doby oběhu. Ve slunečních dnech Země je to 58,6457. To je vlastně období rotace Merkuru kolem vlastní osy ve vztahu ke vzdáleným hvězdám. Proto na Merkuru nemůže být ani věčný den, ani věčná noc. Při takové rychlosti rotace se jeden sluneční den rovná téměř 176 (175,9371) pozemským dnům nebo dvěma merkurským letům (87,96855,2 = 175,9371). Jinými slovy, dny a noci na Merkuru trvají celý rok! V perihéliu – bodě na oběžné dráze nejblíže Slunci – se střed osvětlené polokoule Merkuru zahřívá na 467 °C. A na noční straně je mrazivá zima: teplota může klesnout až na -183°C.

V rodině velkých planet se Merkur vyznačuje skromnou velikostí. Jeho průměr je 2,61krát menší než průměr Země. Z hlediska objemu je tedy planeta 17,8krát menší než mírně koule (2,61... 2,61... 2,61 = 17,8). Planeta je přitom 18,1krát méně hmotná než Země. Ukazuje se, že průměrná hustota Merkuru je téměř stejná jako u Země – činí 5,43 g/cm3 (pro Zemi je to 5,52 g/cm3). A to je v době, kdy nitro planety nezažívá silnou kompresi! Merkur je tedy po naší Zemi ženskou hustou planetou.

Někteří vědci se domnívají, že Merkur je unikátní důlní planeta, která se skládá z 60 % hmotnosti železa. Jeho masivní železné jádro je obklopeno poměrně tenkým silikátovým obalem s mocnými rozvětvenými rudonosnými žilkami, které vybíhají přímo na povrch. Je docela možné, že se během dne na povrchu Merkuru, spalovaného ohnivým dechem nedalekého Slunce, tvoří „jezírka“ roztavených kovů (cín, olovo, zinek), podobná sopečné lávě.

Kosmická loď American Mariner 10 (1974) odeslala na Zemi asi 3000 snímků povrchu planety s rozlišením až 50 m.

Porovnání snímků Merkuru se snímky Měsíce ukazuje jejich velkou podobnost. Povrch Merkuru je také pokryt mnoha impaktními krátery a krajinu Merkuru lze snadno zaměnit s tou měsíční. Ale po pečlivém prostudování snímku můžete najít rozdíly: velké krátery jsou na Merkuru méně časté než na Měsíci. Největší kráter na Merkuru je pojmenován po velkém německém skladateli Beethovenovi. Jeho průměr dosahuje 625 km!

Dalším důležitým rozdílem mezi hornatou krajinou Merkuru a Měsíce je přítomnost četných svahů na Merkuru, které se táhnou stovky kilometrů. Studie jejich struktury ukázala, že vznikly v raném období vývoje planety v důsledku globálního stlačování kůry. Přítomnost dobře zachovaných velkých kráterů na povrchu Merkuru naznačuje, že za poslední 3-4 miliardy let zde nedošlo k žádnému velkému pohybu částí kůry a nedošlo k povrchové erozi. Poslední okolnost téměř úplně vylučuje existenci jakékoli významné atmosféry v historii Merkuru.

Fotografie povrchu Merkuru také ukazují několik relativně hladkých velkých plání, které jsou zjevně mnohem mladší než oblasti se silnými krátery. Nejrozsáhlejší rovinou je Moře tepla nebo Moře tepla, dosahující v průměru 1300 km; nachází se v rovníkové zóně planety. Podíváte se na to a nedobrovolně si vzpomenete na měsíční Moře dešťů. Obojí vzniklo v důsledku gigantických katastrof – kolizí s tělesy asteroidů.

Pomocí citlivého magnetometru instalovaného na Marinsra 10 bylo poblíž Merkuru objeveno dipólové magnetické pole nasměrované přibližně podél rotační osy planety. Ale intenzita tohoto pole na povrchu Merkuru nedosahuje ani 1% intenzity magnetického pole Země. Přesto je magnetický krtek Merkuru mnohem silnější než krtek Venuše nebo Marsu.

Uvnitř planety jsou zjevně nezbytné podmínky pro jeho vytvoření.

V důsledku vesmírného výzkumu se tedy zjistilo, že Merkur je paradoxní planeta: navenek i z hlediska historie vzniku povrchu je podobný Měsíci a ve své vnitřní struktuře odhaluje překvapivou podobnost s. Země. Dokonce i magnetické pole Merkuru je podobné pozemskému.

Merkur patří do skupiny čtyř terestrických planet nacházejících se v blízkosti Slunce. Nachází se v nejkratší vzdálenosti od hvězdy a nedaleko od Země. Vidět planetu není snadné: nikdy se nevzdaluje od Slunce pod úhlem větším než 28° a obvykle menším. Toto odstranění se nazývá prodloužení. Ale i při jeho největší elongaci (18-28°) lze Merkur pozorovat na pozadí jasné soumrakové oblohy jen krátkou dobu při východu Slunce (obrázek vpravo) nebo po západu Slunce. Minimální vzdálenost k Merkuru je pouhých 80 milionů km, ale v tuto chvíli jej není možné pozorovat nejen kvůli jasnému slunečnímu světlu, ale také proto, že jeho noční strana je v tomto období obrácena k Zemi. „Šťastný je astronom, který viděl Merkur,“ říká středověké astronomické příručky. Přesto není těžké si planety všimnout, pokud si pamatujete jen krátká kalendářní období její viditelnosti, víte, kde ji hledat, a počítáte s tím, že je viditelná velmi krátkou dobu, teoreticky ne déle než 1,5 hodiny, ale prakticky mnohem méně. Podmínky viditelnosti se opakují několikrát do roka. Pomocí dalekohledu je Merkur vidět pouze ve dne a prakticky na něm nelze rozeznat žádné detaily. Úhel, pod kterým je planeta viditelná v kvadratuře (polovina disku) je v průměru 7,3 oblouku. S. Dalekohled s rozlišením asi jedné úhlové sekundy (tj. jeho schopnost oddělit obrazové body oddělené úhlem 1 s) je v pozemních observatořích považován za „dobrý“. Proto na fotografických snímcích zůstává Merkur vždy malou zakalenou skvrnou. Pomoci by mohly automatické orbitální dalekohledy, jako je Hubble (HST), ale podle správy dalekohledu, pokud dojde k chybě v pohybu přístroje, silné záření ze Slunce by mohlo zasáhnout unikátní přístroje a poškodit je. Mimochodem, totéž platí pro pozemské astronomické přístroje pro práci s Merkurem.

Reliéf Merkura

Navzdory skutečnosti, že fotografie povrchu Merkuru připomínají „kontinentální“ oblasti Měsíce, „moře“ lunárního typu (láva), které jsou tak známé na disku našeho satelitu, nebyly na této straně nalezeny. planeta. Měsíc a Merkur jsou zobrazeny ve stejném měřítku na obrázku výše, kde jeho detaily s nízkým kontrastem kontrastují se skvrnitým povrchem Měsíce.

Povrch dotyčné planety má rysy jedinečné pro Merkur. Existuje několik charakteristických typů reliéfu. Nejstarší, nasycený je pláň pokrytá nespočtem překrývajících se meteoritových kráterů, kde dopad každého následujícího meteoritového tělesa dopadl na oblast již opakovaně posetou krátery. Takový povrch je na obr., kde je velikost dosud viditelných detailů 300 m Slunce svítí zleva a je dost nízko nad obzorem. Celý povrch je pokryt souvislou sítí kráterů a zdá se být k nerozeznání od pevninských oblastí Měsíce. Téměř všechny vznikly pádem velkých meteoritových těles během formování planety, asi před 4 miliardami let. Nejprve vypadla protoplanetární tělesa (planetesimála) a meteority různých velikostí a poté stále menší úlomky, jejichž stopy pokryly celé dno kráteru vpravo. Velká tělesa meteoritů přitom někdy narážela na povrch i v pozdní fázi. Vznikl tak zachovalý kráter o průměru 25 km vpravo a pod středem snímku. Jeho šachta nemá žádné stopy pozdějších malých kráterů.

Další značka sledu událostí je vidět v levém dolním rohu snímku, kde se nachází velký šedesátikilometrový kráter se silně zničenou šachtou. Na jeho dně jsou stopy výlevu lávy, která vytvořila obrovský proud, který se pohyboval doleva a ztvrdl, procházející více než polovinou průměru kráteru. K erupci došlo poté, co vypadl hlavní objem meteoritového materiálu. Vzácná a relativně malá tělesa přitom dopadala na povrch lávového proudu i po jeho vzniku. S větší či menší hustotou pokrývají impaktní formace významnou část v současnosti známého povrchu Merkuru. Události, které se na něm podepsaly, se odehrály hlavně před 3,9x109 lety. Úplně stejně vypadá povrch Měsíce, jehož stáří vzorků bylo přímo stanoveno.

Kinetická energie protoplanetárních těles, která se srazila s povrchem Merkuru, byla velmi vysoká. Každý úder byl doprovázen silnou explozí, jejíž energie byla znatelně vyšší než u běžných výbušnin o stejné hmotnosti jako meteorit. Zajímavé je, že měsíční krátery mají podstatně větší průměry než ty na Merkuru, tvořené meteoroidy stejné hmotnosti. Vzhledem k tomu, že gravitační zrychlení na Merkuru (3,72 m/s2) je vyšší než na Měsíci (1,62 m/s2), materiál vyvržený během dopadů meteoritů nedopadl tak daleko od středu jako na Měsíc: se stejnou energií výbuchu , plocha, která je pokryta emisí na Merkuru, je 5krát menší než na Měsíci.

Pro Merkur jsou jedinečné pláně bez kráterů nebo obrovské mezery mezi krátery. Nicméně podobnosti vzhledu a regolitu mezi Měsícem a Merkurem jsou nápadné. Některé krátery Merkuru mají systém „paprsků“, které se rozprostírají na velké vzdálenosti. Na Měsíci, kde je takových kráterů mnoho, je jejich rozsah mnohem větší díky nižšímu gravitačnímu zrychlení. Například paprsky kráteru Tycho přesahují okraj viditelného disku Měsíce. Je známo, že jas paprsků se směrem k úplňku znatelně zvyšuje a poté slábne, což se vysvětluje vysokou pórovitostí materiálu: Slunce osvětluje vnitřek malých pórů materiálu paprsků pouze tehdy, když vychází vysoko nad obzorem. Výška hor na Merkuru, počítaná z délky stínů, se ukázala být menší než na Měsíci, což je pravděpodobně způsobeno i rozdílem v gravitačním zrychlení. Merkurské hory dosahují 2-4 km a nejvyšší nadmořská výška měsíčních Skalistých hor je 5,8 km.

Neobvyklým detailem reliéfu na Merkuru je sráz (římsa vysoká 2-3 km, oddělující dvě obecně ne rozdílné oblasti). Délka takových útesů je od stovek do půl tisíce kilometrů. Tohle je škarpa Discovery. Škrabky vznikly při stlačení Merkuru, což mělo za následek posuny a dotvarování jednotlivých částí jeho kůry. Podobný jev nebyl na Měsíci pozorován.

Povrch Merkuru, stejně jako měsíční povrch, postrádá jasné barvy. Navzdory podobnosti reliéfu a regolitu Měsíce a Merkuru je povrch Merkuru velmi jedinečný. Celá viditelná strana Měsíce je pokryta obrovskými nížinami - „mořemi“. A na straně Merkuru, kterou prozkoumal Mariner-10, nejsou vůbec žádná moře (to znamená, že existují pláně nebo „povodí“). V tomto smyslu spíše připomíná odvrácenou stranu Měsíce. Jediný útvar, který se matně podobá velkému měsíčnímu kráterovému moři, je pánev Caloris Planitia („Moře tepla“ nebo „Moře tepla“), jejíž část byla umístěna během mise Mariner-10 na lodi. samotný terminátor (na hranici dne a noci). Mozaika obrázků z Caloris Planitia.

Měsíc (vlevo) a Merkur jsou na stejném měřítku. Povrchy těchto dvou nebeských těles jsou podobné. Obraz Merkuru byl vytvořen zpracováním mozaiky stovek snímků pořízených videokamerou Mariner-10 v letech 1974-1975. Strana Měsíce přivrácená k Zemi je pokryta četnými měsíčními „mořemi“ – pláněmi ztuhlé lávy, která vytryskla při formování povrchu Měsíce (asi před 3,9 miliardami let). Navzdory podobnosti povrchů těchto těl nenašel Mariner-10 taková „moře“ na povrchu Merkuru.

Ukázalo se, že Caloris Planitia není největší bazén na Merkuru. Obří formace tohoto druhu se nachází na „neznámé“ straně planety. Za 30 let od návštěvy Mariner 10 pokročila astronomie natolik, že povrch Merkuru lze studovat v pozemních astronomických pozorováních. Hlavní roli v tom sehrály dvě inovace: CCD přijímače záření (charge-coupled devices) a nástroje pro počítačové zpracování informací. Vědci se navíc nyní odvážně pouštějí do problémů, které se ještě nedávno zdály stejně beznadějné jako mapování Merkuru pozemními prostředky.

Nechme stranou malý popis neznámé strany planety, abychom si řekli, jak se nám to všechno podařilo. Pozemní pozorování Merkuru pomocí „klasických“ metod ve srovnání se studiem jiných těles Sluneční soustavy podléhá mnoha dalším omezením. Protože pozorování probíhají za astronomického soumraku nebo dokonce proti denní obloze, ke zlepšení poměru signálu k šumu se často používají blízké infračervené vlnové délky. Jas jasné oblohy klesá s rostoucí vlnovou délkou, jako -4. Doba pozorování za soumraku zřídka přesahuje 20-30 minut a planeta není vysoko nad obzorem, kdy významná vzduchová hmota podél zorného pole dále komplikuje úkol. Více či méně produktivní studium Merkuru je možné pouze v horských observatořích v nízkých zeměpisných šířkách. Ale na hranici technických možností je stále možné získat snímky planety s dostatečným rozlišením pomocí pozemních technických a analytických prostředků. Pokud jde o zlepšení kvality obrazu, klíčovou myšlenkou bylo použití velmi krátkých milisekundových expozic. Jedna z prvních rozsáhlých sérií pozorování Merkuru pomocí CCD přijímačů v letech 1995-2002. provedl J. Warell na observatoři na ostrově. La Palma (Kanárské ostrovy) s půlmetrovým slunečním dalekohledem. Expozice se pohybovaly od 25 do 300 ms. Varell použil jednotlivé nejúspěšnější elektronické fotografie, aniž by je dále kombinoval. Přirozeně jsou horší než snímky získané společným zpracováním velkých polí elektronických fotografií.

Již zmíněná rozlišovací schopnost dalekohledu je dána poměrem vlnové délky k jeho průměru - teoretická mez difrakce, která by při vlnové délce zeleného světla např. 550 nm pro jeden a půl metrový dalekohled měla být asi 0,1 obloukové vteřiny. Ale typické skutečné rozlišení je 9-15krát horší než limit difrakce. Je určena především turbulencí zemské atmosféry a závisí na místě pozorování, denní době, hustotě aerosolové složky (mlha, oblačnost) a samozřejmě na zenitové vzdálenosti objektu. Myšlenka metody krátké expozice spočívá v tom, že zařízení využívá okamžité pročištění atmosféry, kdy je obraz čistý a nemá čas se rozmazat. Ale není to tak jednoduché. Atmosféru si lze představit jako soubor náhodně vytvořených slabě refrakčních čoček nepravidelného tvaru, které se objevují a mizí a deformují přední stranu přicházející světelné vlny. Když astronomové obdrželi fotografie nebeských těles na fotografických deskách, během expozice se tento nebeský scénář mnohokrát změnil a každý bod turbulentního snímku dokázal osvětlit tisíce zrnek fotografické emulze, čímž se obraz rozmazal. Charakteristická doba, během níž se změní okamžité optické vlastnosti atmosféry, je zřídka kratší než 15-20 ms. Pokud je expozice krátká, řekněme 3 milisekundy, nějaké „dobré“ fotografie budou, i když jich nebude mnoho. Snížení expozice neodstraní zkreslení způsobené nepravidelnostmi vzduchové čočky, ale výrazně sníží rozmazání obrazu a umožní vám přiblížit se k limitu difrakce. Po nashromáždění značného počtu snímků z nich můžete vybrat snímky s nejmenším zkreslením, vhodné pro další zpracování. Jedná se o velmi pracnou operaci, zvláště vezmeme-li v úvahu, že velikost snímku samotného Merkuru je obvykle pouze 0,2 až 0,5 mm.

Přes veškerou přesvědčivost základní myšlenky metody krátké expozice ji nebylo možné realizovat pomocí fotografických emulzí: v reálných podmínkách pozorování vyžadovala nízká fotosenzitivita emulzí minimální expozice v řádu stovek milisekund nebo dokonce sekund. Krátké expozice byly možné až s příchodem nových obrazových detektorů – CCD, jejichž kvantová účinnost dosahuje 80 % i více. Je zajímavé poznamenat, že relativně malé dalekohledy (průměr 1-2 m) mají určité výhody pro krátké expozice, protože pokrývají méně atmosférických „čoček“, ale stále sbírají dostatek světla. Počet fotonů na jednotku pixelu (obrazový prvek) při použití CCD s vysokým rozlišením je však vždy omezený a podléhá značným výkyvům. Dobrý výsledek lze tedy získat pouze následným společným zpracováním mnoha stovek a dokonce tisíců elektronických obrázků. A dostupný čas pro pozorování Merkuru je natolik omezený, že experimentální materiál potřebného objemu lze získat pouze na dostatečně velkém přístroji, kdy celkový expoziční čas tvoří jen malou část celkového času pozorování. Za velmi příznivých atmosférických podmínek je až 25 % snímků relativně čistých.

Výsledky pozorování kriticky závisí na stavu atmosféry, ale charakterizovat je lze až po dokončení zpracování. Popsaná práce začala s velkým úspěchem v našich zkušebních pozorováních. 3. listopadu 2001 byl na Astrofyzikální observatoři Abastumani Gruzínské republiky (41°45'N, 42°50'E) pozorován Merkur pomocí nové CCD kamery namontované na dalekohledu o průměru 1,25 m v ranní prodloužení planety. Poloha planety v zásadě umožňovala pozorovat sektor vyfotografovaný Marinerem-10 v roce 1974. Celou noc hustě pršelo, ale za svítání se mraky rozestoupily a v naprostém klidu bylo možné získat sérii snímků v v blízkém infračerveném rozsahu, od 700 do 950 nm. Po zpracování celého výsledného pole snímků pomocí metod korelačního vrstvení byl vytvořen vyřešený snímek planety, který měl podobné detaily jako fotomozaika Mariner-10. Navíc se na výsledném snímku opakovaly obrysy malých útvarů o rozměrech 150-200 km. Po podrobné analýze výsledků již nebylo pochyb: díky krátkým expozicím a neobvyklému krátkodobému pročištění atmosféry bylo možné získat kombinované snímky takové jasnosti, která odpovídá difrakčnímu limitu přístroje ( obr. výše). Následně se takové příznivé atmosférické podmínky vyskytovaly zřídka; zpravidla bylo nutné nasbírat 5-10 tisíc úspěšných snímků pro další syntézu obrazu.

Korelační kombinace

Zpracování původních milisekundových elektronických fotografií planety je velmi pracné a časově náročné. Provádí se pomocí speciálních počítačových programů pomocí metody korelačního párování a spolu s operacemi „fuzzy masky“ a některými matematickými technikami vyžaduje výběr tzv. pilotního souboru, který je obvykle nutné provést ručně. Pilotní soubor neboli vzorek je podle názoru zpracovatele nejúspěšnějším obrazem, který do značné míry určuje výsledek dosaženého zarovnání. Výčet pilotních souborů značně zvyšuje složitost zpracování, protože výsledek je viditelný až v závěrečných krocích zpracování. Pilotní soubor by měl být nejméně zkreslený obrázek z původního pozorovacího materiálu. Dále zpracovatelské programy analyzují obsah vzorku, najdou v něm některé detaily a hledají opakování těchto téměř nepostřehnutelných detailů v tisících dalších elektronických obrázků. Pokud lze na základě zkušeností ještě odhadnout tvar a polohu pilotního souboru, pak je posouzení reálnosti jemných detailů někde mezi obrazem a představou. V průběhu této práce bylo vytvořeno několik programů pro automatické zpracování. Bohužel účinnost automatického programu je výrazně nižší než korelační párování s ručním výběrem.

Srovnání obrazového fragmentu syntetizovaného z pozemních pozorování Merkuru s fotografickou mapou Mariner-10

Každý bod obrazu je popsán známou matematickou funkcí rozložení intenzity, která v centrální části postupně od středu klesá. Typicky je "bod" reprezentován šířkou této funkce maximálně 0,7 nebo 0,5. Pokud bylo možné získat mnoho tisíc originálních elektronických obrázků, můžete při jejich zpracování využít známých vlastností statistik náhodných veličin a vybrat „bod“ na úrovni např. 0,9 maxima. Pak se rozlišení výrazně zlepší. Existují i ​​jiné metody, ale nejspolehlivější je stále ruční výběr.

Po první části zpracování zůstává i přes všechny techniky obraz neostrý. Astronomové již dlouho našli způsob, jak vylepšit snímky pomocí metody fuzzy masky. K tomu se v dobách fotografických emulzí z výsledného snímku vyrobil mírně rozostřený negativ. Pak přes něj byla přefotografována původní fotografie. Velké, neostré detaily tak byly eliminovány a jemná struktura malých detailů mohla být zvýrazněna až do úrovně šumu. Dnes je tato funkce zabudována do mnoha digitálních fotoaparátů. V našich zpracovatelských programech funguje i „fuzzy maska“ (ve formě matematického modelu), ale tento nástroj je dvousečný. Výsledek závisí na volbě velikosti prvku. Pokud je malý, všechny nízké prostorové frekvence se ztratí a obraz se bude jevit rovnoměrně šedý; například obrázek Měsíce na Obr. na straně 67 se stane „slepým“. Naopak, pokud je velikost fuzzy masky velká, všechny jemné detaily zmizí.

Neustálý problém syntetizovat obrazy neznámé části Merkuru zůstává důkazem reálnosti objevených reliéfních detailů. Průzkum Mariner-10 pokrýval přibližně poledníkové segmenty, 120-190°W. a 0-50°W Pro tyto zeměpisné délky lze potvrzení reálnosti detailů nových snímků získat porovnáním výsledných snímků s fotomapou. Ale v jiných případech může být důkazem reality pouze opakovatelnost detailů v nezávisle prováděných pozorováních. V oblasti zeměpisné délky 210-350° západní délky. Povrch Merkuru byl neznámý, takže jediným kritériem pro realitu detailů byla jejich přítomnost v několika snímcích syntetizovaných z nezávislých výchozích skupin elektronických fotografií.

V oblasti zeměpisné délky 210-350°W

Pozorování Merkuru probíhalo na různých observatořích, vždy však metodou krátkých expozic. Snímek (obr. vpravo nahoře) byl zkonstruován zpracováním výsledků pozorování ve večerní elongaci provedených 1. až 2. května 2002 na observatoři Skinakas University of Heraklion (Kréta, Řecko, 24°54' s. š., 35° 13'E d.). Pozorování byla prováděna v blízké infračervené oblasti, 690-940 nm, pomocí dalekohledu o průměru 1,29 ma CCD kamery o velikosti pixelu 7,4x7,4 μm. Disk planety byl 1. až 2. května 2002 viditelný pod úhlem 7,75 úhlových sekund, s lineární velikostí 0,37 mm v ohniskové rovině dalekohledu a odpovídal pouze 50 čarám na CCD matrici. 2. května byla fáze Merkuru 97°. Používaly se krátké expozice, většinou 1 ms.

Na obrázku nad středem na terminátoru vyniká velká tmavá skvrna. Toto je největší bazén na Merkuru. V průběhu zpracování pozorování použil autor pro tento útvar pracovní název – „Skinakas Basin“ (pojmenovaný podle observatoře, kde byly získány podklady), aniž by si dělal nárok na jeho legitimizaci. (Jak víte, Mezinárodní astronomická unie přiřazuje ke všem objektům na povrchu Merkuru jména spisovatelů, skladatelů, umělců atd.). Na řadě konferencí a v některých článcích se však začalo zmiňovat jméno „Skinakas Basin“ (nebo „Skinakas Sea“, nebo „S Basin“). Basin S je největší útvar v oblasti zeměpisné délky 210-290°W. - má strukturu připomínající spíše některé z největších útvarů na odvrácené straně Měsíce. Zdá se, že pánev je velmi starým (možná nejstarším) útvarem na Merkuru se silně erodovanými hřebeny, které ve skutečnosti vytvořily hranice jiných menších pánví. Zdá se, že pánev Skinakas má strukturu podobnou povrchu oblasti Caloris Planitia známé z průzkumu Mariner-10, která je s největší pravděpodobností původem nárazu. Na Obr. Níže je pohled na pánev Skinakas z roku 2003. Kompletní pohled na pánev v té době neexistoval, takže pravá (východní) část obrázku vychází z prvních publikací našich pozorování v roce 2002 a levá ( západní) část byla převzata z podobných publikací (Dantowitz, et al., 2000; Baumgardner, et al., 2000, Astron J., 2000), kde byla kdysi prezentována ve fragmentech. Průměr vnitřku Skinakas Basin je asi 25° (1060 km). Průměr viditelného vnějšího hřídele je dvakrát větší. Střed se nachází na přibližně 8°N, 275°W. Vnitřní šachta Skinakas Basin má víceméně pravidelný tvar. Obrázek porovnává velikost pánve Skinakas a planiny Caloris Planitia, která má také dvojitou šachtu. Pruhy jsou zobrazeny ve stejném měřítku. Průměr Skinakas Basin je 1,5 krát větší než Caloris Planitia. Jak již bylo uvedeno, operace fuzzy masky vyžaduje kompromisní volbu. Skutečný tón okolí bazénu je proto tmavší než na obrázku. Po jeho okraji jsou sekundární formace; některé z nich jsou diskutovány níže.

V následujících letech byly provedeny nové série pozorování; Opět byly použity dalekohledy observatoře Abastumani a observatoře Skinakas. Nejpokročilejší snímky byly získány až o 4 roky později, na základě pozorování v listopadu 2006 na observatoři Speciální astrofyzikální observatoře Ruské akademie věd (Nižnij Arkhyz, Karačajsko-Čerkesko, 43°39'11"N, 41°26 '29"E.,), a opět díky příznivým povětrnostním podmínkám. Výhodou observatoře SAO vzhledem k pozorování Merkuru je její vysoká nadmořská výška (2100 m) a relativně nízká zeměpisná šířka. Mezi hlavní cíle nových pozorování bylo získat celkový pohled na pánev Skinakas, která se v té době nacházela na osvětlené straně planety. Pokrok dosažený ve zpracování v posledních letech nám umožnil doufat ve zvýšení rozlišení obrazu.

Metodou krátkých expozic v období 20. – 24. listopadu 2006 bylo možné získat více než 20 tisíc elektronických snímků planety v ranní elongaci, pod „dobrou oblohou“, jak říkají astronomové. Fázový úhel Merkuru se pohyboval od 103° do 80°, oblast pozorovaných planetocentrických délek byla 260-350° W. Pozorování byla prováděna pomocí CCD kamery na dalekohledu Zeiss-1000 v blízkém infračerveném rozsahu. Disk planety byl vidět pod úhlem 6 až 7 od oblouku. Zpracováním velkého pole snímků získaných milisekundovými expozicemi bylo možné získat poměrně jasný syntetizovaný obraz sektoru povrchu Merkuru 260-350°W. Kromě pánve Skinakas zvýrazňují syntetizované snímky také řadu velkých impaktních kráterů různého stáří a také menší formace. Maximální získané rozlišení není horší než formální difrakční rozlišení přístroje, asi 80-100 km na povrchu Merkuru. Stejně jako v případě pozorování v roce 2001 se dobré snímky objevily při prudké změně povětrnostních podmínek (ukončení sněhové bouře).

Předběžné výsledky zpracování pozorování jsou uvedeny na Obr. vlevo nahoře. Zde můžete vidět, jak se během pěti dnů změnila poloha a osvětlení Skinakas Basin. Levé části (a) představují fáze planety v uvedených datech, pravé části (b) fáze jsou zobrazeny na glóbu planety. Nejpříznivější povětrnostní podmínky pro pozorování byly 20. a 21. listopadu 2006. Zároveň bylo také nejpříznivější osvětlení: Slunce bylo nízko nad horizontem pánve a stíny zdůrazňovaly jeho reliéf. Na prostřední fotografii je zvýrazněn celý bazén (21. 11. 2006). Kromě pánve ve všech fázích zobrazených přibližně podél poledníku 310°W. již zmíněné nejjasnější krátery jsou protáhlé. Nejjasnější z nich se nachází v severní části planety, přibližně 65° severní šířky, 330° západní délky.

Prvním překvapením bylo velké tmavé kráterové „moře“ skutečného lunárního typu, objevené na okraji jižně od rovníku. Podél údu, od severního pólu k temnému moři, se táhne řada světlých kráterů. Na fotografiích se vzhled Merkuru mění každý den, což je vysvětleno jeho rychlým orbitálním pohybem. Ale nejenom. Jak je dobře známo z měsíčních pozorování, vzhled nebeského tělesa bez atmosféry se při průchodu kvadraturou rychle mění v důsledku tzv. opozičního efektu. Bylo zajímavé sledovat, jak se v této příznivé fázi proměnil vzhled zkoumané planety. Fáze Merkuru jsou mnohem složitější než u Měsíce, protože jeho poloha na rozdíl od posledně jmenovaného není pevná a v zásadě jsou všechny strany planety přístupné pro pozorování v jakékoli fázi. V průměru se povrch Merkuru posune vzhledem k pozemskému pozorovateli o 5° za den. Tato vlastnost ale nezůstává konstantní: v důsledku velké excentricity oběžné dráhy v některých jejích částech rotace předběhne rotaci planety a denní pohyb povrchu vůči Slunci se zastaví a dokonce se vrátí zpět. V této době bylo možné pozorovat podivnou sekvenci z terminátoru Merkur: východ a brzy západ slunce na východě, opět východ slunce a pak se vše opakuje v obráceném pořadí na západě.

Všechny detaily jsou lépe viditelné na kombinovaném obrázku. výše, kde bylo do zpracování zahrnuto asi 7800 originálních elektronických obrázků, aby se syntetizovala levá polovina obrázku. Šedý rámeček vlevo ukazuje mřížku a Skinakas Basin je zakroužkovaný, což umožňuje srovnání opakujících se východních obrysů pánve. Povodí pánve je zakryto šachtou víceméně pravidelného tvaru. V poledníku je jeho délka 1300 km. Je zajímavé, že velikostně je vnitřní část pánve 1,5krát větší než největší měsíční Moře dešťů a vnější část má měřítko měsíčního oceánu bouří. Na rozdíl od pánve Skinakas a Caloris Planitia je povrch Mare Immobilis lávovým polem, jehož vznik se datuje do dávné éry globálních výlevů lávy na Měsíci. Průměr vnější šachty pánve Skinakas - asi 0,5 průměru celé planety - z ní dělá jedno z největších kráterových moří na planetách skupiny Země. Nepravidelný tvar vnější šachty, na východní straně poměrně pravidelný, je narušen na severu objektem se středem na 30°N, 280°W a na jihu rozsáhlou méně tmavou oblastí, která se nachází mezi 255 a 280 °w.d. a dosahuje 30° j. š.

Poledník, po kterém prochází terminátor v obou polovinách obrázku, je stejný, přibližně 270°W. Zde, v zeměpisné šířce 45-50°J, je střed další tmavé pánve o průměru asi 700 km, opakující se v obou polovinách obrazce. Jasný kráter na 65°N, 330°W. má průměr 90-100 km; Ze severu a jihu na něj přiléhají liniové stavby o délce 400-500 km. Tento typ vymrštění z impaktního kráteru je pravděpodobně spojen s tangenciální trajektorií impaktoru. Omezené rozlišení obrazu nám neumožňuje spolehlivě posoudit jeho detaily; možná se samotný kráter nachází v rozšířené světlé oblasti.

Jak již bylo uvedeno, zvýraznění detailů obrazu při zpracování zdrojových obrazů přichází na úkor nízkých prostorových frekvencí. Jinými slovy, odstíny velmi tmavých nebo světlých rozšířených oblastí na obrázku jsou ztlumené, což umožňuje zvýraznit další detaily, například středně velké a velké impaktní krátery. Mezi nimi je nejnápadnější pětiúhelníkový kráter o délce 750 kilometrů se středem na 32° jižní šířky, 260° západní délky. a k ní ze severu přiléhající kráter o délce 650 kilometrů (obr. vpravo nahoře). Takových kráterů bylo nalezeno mnoho.

Na závěr je prezentován nejúspěšnější snímek sektoru 270-350°W získaný pomocí výše diskutovaných metod s pečlivým výběrem snímků pořízených v okamžicích nejlepší čistoty (obr. vpravo). Rozlišení je 60-70 km na bod. Nízké prostorové frekvence jsou zde potlačeny. Obrázky a a b se liší pouze úrovní kontrastu. Spolu s „klasickými“ impaktními krátery, ejekty a paprsky obsahuje snímek prvky, které dříve na jiných planetách nebyly vidět. V prvé řadě se jedná o čtyři nebo pět šedých pruhů, širokých 250 a dlouhých až 2000 km. Pruhy jsou nějakým způsobem spojeny s velkými krátery, ale jejich povaha je stále nejasná. Samotný snímek je zcela srovnatelný se snímky z kosmických lodí, ale je nesrovnatelně levnější. Hvězdní astronomové již vážně považují metodu skvrnitosti (známou také jako metoda krátké expozice) za vážnou konkurenci velmi nákladného kosmického výzkumu.

V oblasti zeměpisné délky 210-350°W. Povrch Merkuru byl neznámý. Již bylo zmíněno, že kritériem pro reálnost detailů zůstala jejich přítomnost na několika nezávislých snímcích. Výše uvedené nové snímky povrchu planety pokrývají téměř celou část povrchu planety, která nebyla zachycena kamerou Mariner-10, a prozkoumaný sektor byl 260-350°W. má zajímavější topografii ve srovnání s dříve zmapovanými relativně hladkými oblastmi. Pokud byl původ pánve Skinakas podobný té měsíční, pak zůstává nejasné, proč se její hranice tak výrazně liší od jasných obrysů měsíčních lávových moří. Relativní rychlosti impaktorů na oběžné dráze Merkuru byly téměř 1,6krát vyšší než na oběžné dráze Země/Měsíc a energie dopadu byla 2,5krát vyšší. Proto by se dalo očekávat, že pánev Skinakas a další velké tmavé útvary budou mít stejně ostré obrysy jako měsíční pánve a pánev Caloris Planitia je výjimkou. Ale z nějakého důvodu takové hranice neexistují.

Výsledné snímky, stejně jako fotografie pořízené kamerami kosmických lodí, naznačují rysy událostí na povrchu Merkuru během období maximálního bombardování meteority. Tyto rysy mohou do jisté míry souviset se složením a možná i strukturou kůry tohoto nebeského tělesa. Snímky Merkuru zároveň vědce vrací k dlouhotrvající a nevyřešené otázce: proč jsou rozšířené reliéfní útvary, jako jsou měsíční „moře“ nebo zemské oceány, rozmístěny asymetricky po povrchu planetárních těles a shromážděny na jedné straně? ? Jak je známo, stejná nevysvětlitelná asymetrie je pozorována na jiných terestrických planetách. Je také přítomen na mnoha satelitech obřích planet, a to nejen na Měsíci. Totéž lze podle všeho pozorovat na povrchu Merkuru. Rozšířené reliéfní útvary, jako je Skinakas Basin a další tmavé pánve, jsou jasně asymetricky rozmístěny po celé planetě a jsou soustředěny především v oblasti zeměpisné délky 250-330°W Původ asymetrie měsíčního reliéfu má některé rysy, ale k reliéfu Merkuru a dalších planet Nepatří do terestrické skupiny. Co je za touto asymetrií?

V „sousedství“ Slunce, zaplaveném proudy oslnivě jasného světla, se pohybuje planeta Merkur. Zdánlivá úhlová vzdálenost planety od centrální hvězdy nikdy nepřesáhne 28 stupňů, takže pozorování Merkuru je velmi obtížné. Většinu času je doslova pohřben v paprscích denního světla a jen krátce se objeví na pozadí zlatého ranního svítání nebo v záři večerního západu slunce.

Všichni pozorovatelé, počínaje slavným italským astronomem Giovannim Schiaparellim, který studoval Merkur na konci 19. století, vždy poukazovali na jednu vlastnost: planeta se otáčí kolem své osy a oběhne kolem Slunce ve stejném časovém úseku, který se rovná 88 Zemi. dní. Zdá se, že to dokazují náčrtky umístění skvrn na planetárním disku. Ukázalo se, že Merkur je vždy obrácen ke Slunci jednou stranou. A pokud ano, pak na jedné polokouli by měl být věčný den a na druhé - věčná noc. Vědci vysvětlili synchronicitu rotace planety slapovým brzděním Slunce a jako jasný příklad ukázali na Měsíc otočený jednou stranou k Zemi.

Ve druhé polovině 20. století musela být myšlenka o povaze rotace Merkuru zcela revidována. To bylo usnadněno rychlým rozvojem radiofyzikálních výzkumných metod. Přesné údaje o rotaci planety byly získány analýzou radarových relací.

V roce 1965 američtí astronomové pomocí obřího 305metrového radioteleskopu v Arecibu (Portoriko) pomocí radarové metody určili periodu axiální rotace Merkuru na 2/3 doby oběhu. Ve slunečních dnech Země je to 58,6457. To je vlastně období rotace Merkuru kolem vlastní osy ve vztahu ke vzdáleným hvězdám. Proto na Merkuru nemůže být ani věčný den, ani věčná noc. Při takové rychlosti rotace se jeden sluneční den rovná téměř 176 (175,9371) pozemským dnům nebo dvěma merkurským letům (87,96855 2 = 175,9371). Jinými slovy, dny a noci na Merkuru trvají celý rok! V perihéliu – bodu na oběžné dráze nejblíže Slunci – se střed osvětlené polokoule Merkuru zahřeje na 467 °C. A na noční straně je mrazivá zima: teplota může klesnout až na -183°C.

V rodině velkých planet je Merkur spíše skromný. Jeho průměr je 2,61krát menší než průměr Země. V důsledku toho je planeta 17,8krát menší objem než Země (2,61·2,61·2,61 = 17,8). Planeta je přitom 18,1krát méně hmotná než Země. Ukazuje se, že průměrná hustota Merkuru je téměř stejná jako u Země – je 5,43 g/cm 3 (pro Zemi je to 5,52 g/cm 3). A to je v době, kdy nitro planety nezažívá silnou kompresi! Merkur je tedy po naší Zemi nejhustší planetou.

Někteří badatelé se domnívají, že Merkur je unikátní důlní planeta, jejíž hmotnost tvoří 60 % železa. Jeho masivní železné jádro je obklopeno poměrně tenkým silikátovým obalem s mocnými rozvětvenými rudonosnými žilkami, které vybíhají přímo na povrch. Je docela možné, že se během dne na povrchu Merkuru, spalovaného ohnivým dechem nedalekého Slunce, tvoří „jezírka“ roztavených kovů (cín, olovo, zinek), podobná sopečné lávě.

Americká sonda Mariner 10 (1974) odeslala na Zemi asi 3000 snímků povrchu planety s rozlišením až 50 m.

Porovnání snímků Merkuru se snímky Měsíce ukazuje jejich velkou podobnost. Povrch Merkuru je také pokryt mnoha impaktními krátery a krajinu Merkuru lze snadno zaměnit s tou měsíční. Ale po pečlivém prostudování snímků můžete najít rozdíly: velké krátery se na Merkuru vyskytují méně často než na Měsíci. Největší kráter na Merkuru je pojmenován po velkém německém skladateli Beethovenovi. Jeho průměr dosahuje 625 km!

Dalším důležitým rozdílem mezi hornatou krajinou Merkuru a Měsíce je přítomnost četných zubatých svahů na Merkuru, které se táhnou stovky kilometrů. Studie jejich struktury ukázala, že vznikly v raném období vývoje planety v důsledku globálního stlačování kůry. Přítomnost dobře zachovaných velkých kráterů na povrchu Merkuru naznačuje, že za poslední 3-4 miliardy let nedošlo k žádnému velkému pohybu částí kůry a nedošlo ani k povrchové erozi. Poslední okolnost téměř úplně vylučuje existenci jakékoli významné atmosféry v historii Merkuru.

Fotografie povrchu Merkuru také ukazují několik relativně hladkých velkých plání, které jsou zjevně mnohem mladší než oblasti se silnými krátery. Nejrozsáhlejší rovinou je Moře tepla nebo Moře tepla, dosahující v průměru 1300 km; nachází se v rovníkové zóně planety. Podíváte se na to a nedobrovolně si vzpomenete na měsíční Moře dešťů. Obě vznikly v důsledku gigantických katastrof – srážek s tělesy asteroidů.

Pomocí citlivého magnetometru instalovaného na Mariner 10 bylo poblíž Merkuru objeveno dipólové magnetické pole, nasměrované přibližně podél rotační osy planety. Ale intenzita tohoto pole na povrchu Merkuru nedosahuje ani 1% intenzity magnetického pole Země. Magnetické pole Merkuru je však mnohem silnější než pole Venuše nebo Marsu.

Uvnitř planety jsou zjevně nezbytné podmínky pro jeho vytvoření.

V důsledku vesmírného výzkumu se tedy zjistilo, že Merkur je paradoxní planeta: navenek i z hlediska historie vzniku povrchu je podobný Měsíci a ve své vnitřní struktuře odhaluje úžasné podobnosti se Zemí. Dokonce i magnetické pole Merkuru je podobné pozemskému.