Merkuur on Päikesesüsteemi Päikesele kõige lähemal asuv planeet, maapealsetest planeetidest väikseim. Nime sai Vana-Rooma kaubandusjumala – kiire Merkuuri järgi, sest liigub taevasfääril kiiremini kui teised planeedid.

Merkuuri keskmine kaugus Päikesest on veidi alla 58 miljoni km (57,91 miljonit km). Planeet tiirleb ümber Päikese 88 Maa päevaga. Merkuuri näiv magnituud jääb vahemikku –1,9 kuni 5,5, kuid see ei ole Päikese läheduse tõttu kergesti nähtav.

Merkuur kuulub maapealsete planeetide hulka. Oma füüsiliste omaduste poolest meenutab Merkuur Kuud. Sellel pole looduslikke satelliite, kuid sellel on väga haruldane atmosfäär. Planeedil on suur raudtuum, mis on magnetvälja allikas, mille tugevus on 0,01 Maa magnetväljast. Merkuuri tuum moodustab 83% planeedi kogumahust. Temperatuur Merkuuri pinnal on vahemikus 80 kuni 700 K (−190 kuni +430°C). Päikese pool soojeneb palju rohkem kui polaaralad ja planeedi kaugem pool.

Merkuuri raadius on vaid 2439,7±1,0 km, mis on väiksem kui Jupiteri kuu Ganymedese ja Saturni kuu Titani (Päikesesüsteemi kaks suurimat planeedi kuud) raadius. Kuid vaatamata väiksemale raadiusele ületab Merkuur massiliselt Ganymedest ja Titanit. Planeedi mass on 3,3⋅1023 kg. Merkuuri keskmine tihedus on üsna kõrge - 5,43 g/cm³, mis on vaid veidi väiksem kui Maa tihedus. Arvestades, et Maa on palju suurem, näitab elavhõbeda tiheduse väärtus selle sügavustes suurenenud metallide sisaldust. Merkuuri gravitatsioonikiirendus on 3,70 m/s². Teine põgenemiskiirus on 4,25 km/s. Planeedi kohta on veel suhteliselt vähe teada. Alles 2009. aastal koostasid teadlased Mariner 10 ja Messengeri pilte kasutades esimese täieliku Merkuuri kaardi.

Pärast seda, kui Pluuto 2006. aastal planeedi staatusest ilma jäi, omandas Merkuur Päikesesüsteemi väikseima planeedi tiitli.

Astronoomilised omadused

Merkuuri näiv suurusjärk jääb vahemikku –1,9 m kuni 5,5 m, kuid see ei ole kergesti nähtav tänu väikesele nurkkaugusele Päikesest (maksimaalselt 28,3°).

Merkuuri vaatlemiseks on soodsaimad tingimused madalatel laiuskraadidel ja ekvaatori lähedal: see on tingitud sellest, et seal on hämaruse kestus kõige lühem. Keskmistel laiuskraadidel on Merkuuri leidmine palju keerulisem ja see on võimalik ainult selle parimate pikenemiste perioodil. Kõrgetel laiuskraadidel pole planeeti pimedas öötaevas peaaegu kunagi (välja arvatud varjutuste ajal) näha: Merkuur on nähtav väga lühikest aega pärast videvikust.

Kõige soodsamad tingimused Merkuuri vaatlemiseks mõlema poolkera keskmistel laiuskraadidel tekivad pööripäevade paiku (hämaruse kestus on minimaalne). Optimaalne aeg planeedi vaatlemiseks on hommikune või õhtune hämarus selle pikenemise perioodidel (perioodid, mil Merkuuri maksimaalne kaugus Päikesest taevas esineb mitu korda aastas).

Merkuuri taevamehaanika

Merkuur tiirleb oma orbiidil ümber Päikese perioodiga umbes 88 Maa päeva. Ühe sideerpäeva kestus Merkuuril on 58,65 Maa päeva ja päikesepäeva pikkus 176 Maa päeva. Merkuur liigub ümber Päikese üsna piklikul elliptilisel orbiidil (ekstsentrilisus 0,205) keskmiselt 57,91 miljoni km (0,387 AU) kaugusel. Periheelis asub Merkuur Päikesest 45,9 miljonit km (0,3 AÜ), afeelis - 69,7 miljonit km (0,46 AÜ), seega periheelis on Merkuur Päikesele rohkem kui poolteist korda lähemal kui afeelis. Orbiidi kalle ekliptika tasandi suhtes on 7°. Merkuur veedab ühel orbitaalpöördel 87,97 Maa päeva. Planeedi orbiidi keskmine kiirus on 48 km/s (afeelis - 38,7 km/s ja periheelis - 56,6 km/s). Kaugus Merkuurist Maani varieerub vahemikus 82–217 miljonit km. Seetõttu muudab Merkuur Maalt vaadeldes oma asukohta Päikese suhtes mitme päeva jooksul läänest (hommikune nähtavus) itta (õhtune nähtavus).

Merkuuril pole aastaaegu nagu Maal. See juhtub seetõttu, et planeedi pöörlemistelg on orbiidi tasapinnaga peaaegu risti. Seetõttu on pooluste lähedal alasid, mida päikesekiired ei valgusta. Arecibo raadioteleskoobiga tehtud uuringud näitavad, et selles külmas ja pimedas tsoonis eksisteerivad liustikud. Vesijää kiht võib ulatuda 2 meetrini; see on ilmselt kaetud tolmukihiga.

Atmosfäär

Kui kosmoselaev Mariner 10 Merkuurist mööda lendas, tehti kindlaks, et planeedil on äärmiselt haruldane atmosfäär, mille rõhk oli 5⋅1011 korda väiksem kui Maa atmosfääri rõhk. Sellistes tingimustes põrkuvad aatomid planeedi pinnaga sagedamini kui üksteisega. Atmosfäär koosneb aatomitest, mis on püütud päikesetuule poolt kinni või päikesetuule poolt pinnalt välja löödud – heelium, naatrium, hapnik, kaalium, argoon, vesinik. Üksiku aatomi keskmine eluiga atmosfääris on umbes 200 päeva.

Elavhõbeda magnetväli ja gravitatsioon ei ole piisavad, et kaitsta atmosfääri gaase hajumise eest ja säilitada tihe atmosfäär. Päikese lähedusega kaasneb võimas päikesetuul ja kõrge temperatuur (tugeva kuumutamise korral väljuvad gaasid atmosfäärist aktiivsemalt). Samal ajal ei kaotanud Marss, mille gravitatsioon on peaaegu võrdne Merkuuriga, kuid asub Päikesest 4-5 korda kaugemal, isegi ilma magnetväljata, et kosmosesse hajuda.

Planeet Merkuur sarnaneb Kuuga. Selle iidse planeedi pind on nagu paljude teiste planeetide satelliidid täis kraatreid. Merkuur on suurem kui peaaegu kõik teiste planeetide kuud, kuid väiksem kui Ganymedes (Jupiteri kuu) ja Titan (Saturni kuu). Võrreldes teiste planeetide satelliitidega on Merkuur palju tihedam ja massiivsem, kuna koosneb peamiselt rauast.

Planeet Merkuur on väga sarnane satelliidiga. Merkuuri vana pind on tihedalt täis kraatreid, nagu enamik planeedi satelliite. Merkuur on suurem kui paljud kuud ja siiski väiksem kui Jupiteri kuu Ganymedes ja Saturni kuu Titan. Elavhõbe on oluliselt tihedam ja massiivsem kui peaaegu ükski kuu, kuna see on valmistatud peamiselt rauast. Ja ainult Maa, ainus planeet, on Merkuurist tihedam.

Päikesele lähim planeet Merkuur jääb Päikesesüsteemi siseplaneetide seas kõige salapärasemaks. Päikesekiirte kätte peidetud Merkuur on Maalt raskesti jälgitav objekt. Ainus kosmoselaev, mis Merkuuri lähedalt uuris, oli Mariner 10, mis sooritas 1974. ja 1975. aastal kaks möödalendu Merkuurist, uurides umbes 45 protsenti planeedi pinnast.

Planeet Merkuur on tuntud registreeritud ajaloo algusest peale, kuid selle Päikesesüsteemi sisemise planeedi osi pole kunagi nähtud. Kaks päeva tagasi lendas robot-kosmoselaev Messenger teist korda Merkuurist mööda ja pildistas piirkondi, mis olid varem jämedalt kaardistatud ainult radari abil.

Päikese "naabruses", mis on ojadest üle ujutatud ja pimestavalt särav, liigub planeet Merkuur. Planeedi näiv nurkkaugus kesktähest ei ületa kunagi 28 kraadi, mistõttu on Merkuuri jälgimine väga raske. Enamasti on see sõna otseses mõttes mattunud päevavalguse kiirtesse ja ilmub vaid korraks kuldse hommiku, koidu või õhtuse päikeseloojangu sära taustale.

Kõik vaatlejad osutasid ühele tunnusele: planeet pöörleb ümber oma telje ja tiirleb ümber Päikese sama aja jooksul, mis on võrdne 88 Maa päevaga. Seda näivad tõendavat planeediketta täppide asukoha visandid. Selgus, et Merkuur on alati ühe küljega Päikese poole. Ja kui nii, siis peaks ühel poolkeral olema igavene päev ja teisel - igavene öö. Teadlased selgitasid planeedi pöörlemise sünkroonsust Päikese loodete pidurdamisega ja näitasid selge näitena Kuule, pöörates ühe külje Maa poole.

20. sajandi teisel poolel tuli idee Merkuuri pöörlemise olemusest täielikult üle vaadata. Seda soodustas radiofüüsikaliste uurimismeetodite kiire areng. Täpsed andmed planeedi pöörlemise kohta saadi radarite seansside analüüsimisel.

1965. aastal määrasid Ameerika astronoomid Puerto Ricos asuva hiiglasliku 305-meetrise raadioteleskoobi abil radari abil Merkuuri aksiaalse pöörlemise perioodiks 2/3 orbiidi kestusest. Maa päikesepäevadel on see 58,6457. See on tegelikult Merkuuri pöörlemisperiood ümber oma telje kaugete tähtede suhtes. Seetõttu ei saa Merkuuril olla ei igavest päeva ega igavest ööd. Sellise pöörlemiskiiruse juures võrdub üks päikesepäev peaaegu 176 (175,9371) Maa päevaga ehk kahe Merkuuri aastaga (87,96855,2 = 175,9371). Teisisõnu, päevad ja ööd kestavad Merkuuril terve aasta! Periheelis – Päikesele lähim orbiidi punkt – soojeneb Merkuuri valgustatud poolkera keskosa temperatuurini 467 °C. Ja öisel poolel on jääkülm: temperatuur võib langeda -183°C-ni.

Suurte planeetide perekonnas eristub Merkuur oma tagasihoidliku suuruse poolest. Selle läbimõõt on 2,61 korda väiksem kui Maa läbimõõt. Seetõttu on planeet ruumalalt 17,8 korda väiksem kui veidi kera (2,61... 2,61... 2,61 = 17,8). Samal ajal on planeet Maast 18,1 korda väiksem. Selgub, et Merkuuri keskmine tihedus on peaaegu võrdne Maa omaga – see on 5,43 g/cm3 (Maal on see 5,52 g/cm3). Ja see on ajal, mil planeedi sisemus ei koge tugevat kokkusurumist! Seega on Merkuur pärast meie Maad naiste tihe planeet.

Mõned teadlased usuvad, et Merkuur on ainulaadne kaevandusplaneet, mis koosneb 60 massiprotsendi ulatuses rauast. Selle massiivset raudsüdamikku ümbritseb suhteliselt õhuke silikaatkest, millel on võimsad hargnenud maaki kandvad veenid, mis ulatuvad otse pinnale. On täiesti võimalik, et päevasel ajal tekivad lähedal asuva Päikese tulihingelise hinguse poolt põletatud Merkuuri pinnale sulametallide (tina, plii, tsingi) “järved”, mis sarnanevad pursanud vulkaanilise laavaga.

Ameerika kosmoselaev Mariner 10 (1974) edastas Maale umbes 3000 pilti planeedi pinnast eraldusvõimega kuni 50 m.

Merkuuri piltide võrdlemine Kuu piltidega näitab nende suurt sarnasust. Merkuuri pind on samuti kaetud paljude löögikraatritega ning Merkuuri maastikku võib kergesti segi ajada Kuu omaga. Kuid pilti hoolikalt uurides võite leida erinevusi: Merkuuril on suuri kraatreid vähem levinud kui Kuul. Merkuuri suurim kraater on saanud nime suure saksa helilooja Beethoveni järgi. Selle läbimõõt ulatub 625 km-ni!

Järgmine oluline erinevus Merkuuri ja Kuu mägiste maastike vahel on arvukate astangute olemasolu Merkuuril, mis ulatuvad sadade kilomeetriteni. Nende struktuuri uurimine näitas, et need tekkisid planeedi arengu algperioodil maakoore globaalse kokkusurumise tulemusena. Hästi säilinud suurte kraatrite olemasolu Merkuuri pinnal viitab sellele, et viimase 3-4 miljardi aasta jooksul ei ole toimunud maakoore alade ulatuslikku liikumist ega pinnaerosiooni. Viimane asjaolu välistab peaaegu täielikult Merkuuri ajaloos olulise atmosfääri olemasolu.

Merkuuri pinna fotodel on näha ka mitu suhteliselt siledat suurt tasandikku, mis on ilmselgelt palju nooremad kui tugevalt kraatritega kaetud alad. Kõige ulatuslikum tasandik on Kuumuse meri ehk Kuumuse meri, mille läbimõõt ulatub 1300 km-ni; see asub planeedi ekvatoriaalvööndis. Vaatate seda ja meenub tahtmatult Kuu vihmameri. Mõlemad tekkisid hiiglaslike katastroofide – kokkupõrgete tagajärjel asteroidide kehadega.

Marinsra 10-le paigaldatud tundlikku magnetomeetrit kasutades avastati Merkuuri lähedal dipoolmagnetväli, mis oli suunatud ligikaudu mööda planeedi pöörlemistelge. Kuid selle välja intensiivsus Merkuuri pinnal ei ulatu 1%ni Maa magnetvälja intensiivsusest. Sellest hoolimata on Merkuuri magnetmool palju tugevam kui Veenuse või Marsi mool.

Ilmselt on selle genereerimiseks planeedi sees vajalikud tingimused.

Nii tehti kosmoseuuringute tulemusel kindlaks, et Merkuur on paradoksplaneet: väliselt ja pinnatekke ajaloo poolest sarnaneb ta Kuuga ning oma siseehituselt ilmneb üllatav sarnasus sellega. Maa. Isegi Merkuuri magnetväli on Maa omaga sarnane.

Merkuur kuulub nelja Päikese lähedal asuva maapealse planeedi rühma. See asub tähest kõige lühemal kaugusel ja mitte kaugel Maast. Planeedi nägemine pole lihtne: see ei eemaldu kunagi Päikesest rohkem kui 28° nurga all ja tavaliselt vähem. Seda eemaldamist nimetatakse pikenemiseks. Kuid isegi suurimal pikenemisel (18-28°) saab Merkuuriat ereda hämaruse taeva taustal jälgida vaid lühikest aega päikesetõusul (parempoolne pilt) või pärast päikeseloojangut. Minimaalne kaugus Merkuurist on vaid 80 miljonit km, kuid praegu pole seda võimalik jälgida mitte ainult Päikese ereda valguse tõttu, vaid ka seetõttu, et selle öökülg on sel perioodil Maa poole suunatud. "Õnnelik on astronoom, kes on näinud Merkuuri," öeldakse keskaegsetes astronoomilistes käsiraamatutes. Sellegipoolest pole planeeti raske märgata, kui mäletate tema nähtavuse lühikesi kalendriperioode, teate, kust seda otsida, ja arvestate sellega, et see on nähtav väga lühikest aega, teoreetiliselt mitte rohkem kui 1,5 tundi, aga praktiliselt palju vähem. Nähtavustingimused korduvad mitu korda aastas. Teleskoobi abil on Merkuuri näha vaid päevasel ajal ning sellel on praktiliselt võimatu mingeid detaile ära tunda. Nurk, mille all planeet on kvadratuuris nähtav (pool kettast), on keskmiselt 7,3 kaar. Koos. Umbes ühe kaaresekundilise eraldusvõimega teleskoopi (st selle võime eraldada 1 s nurgaga eraldatud pildipunkte) peetakse maapealsetes vaatluskeskustes "heaks". Seetõttu jääb Merkuur fotopiltidel alati väikeseks häguseks täpiks. Automaatsed orbitaalteleskoobid, nagu Hubble (HST) võiksid aidata, kuid teleskoobi administratsiooni sõnul võib instrumendi liikumises esineva vea korral võimas päikesekiirgus tabada ainulaadseid instrumente ja neid kahjustada. Muide, sama kehtib ka Merkuuriga töötamiseks mõeldud maapealsete astronoomiliste instrumentide kohta.

Merkuuri reljeef

Hoolimata asjaolust, et Merkuuri pinna fotod sarnanevad Kuu mandripiirkondadega, ei leitud meie satelliidi kettal nii tuttavaid Kuu tüüpi (laava) meresid sellelt küljelt. planeet. Kuu ja Merkuur on näidatud ülaltoodud joonisel samas skaalas, kus viimase madala kontrastsusega detailid on kontrastiks Kuu laigulise pinnaga.

Kõnealuse planeedi pinnal on Merkuurile ainulaadsed tunnused. On mitmeid iseloomulikke reljeefi liike. Kõige iidsem, küllastunuim on lugematute kattuvate meteoriidikraatritega kaetud tasandik, kus iga järgneva meteoriidikeha löök langes juba korduvalt kraatritega kaetud alale. Selline pind on kujutatud joonisel, kus veel nähtavate detailide suurus on 300 m Päike paistab vasakult ja on horisondi kohal üsna madalal. Kogu pind on kaetud pideva kraatrite võrgustikuga ja tundub Kuu mandriosast eristamatu. Peaaegu kõik need tekkisid suurte meteoriidikehade langemisest planeedi tekkimise ajal, umbes 4 miljardit aastat tagasi. Esmalt langesid välja erineva suurusega protoplanetaarsed kehad (planetesimaalid) ja meteoriidid ning seejärel järjest väiksemad killud, mille jäljed katsid paremal pool kogu kraatri põhja. Samal ajal kukkusid suured meteoriidikehad mõnikord isegi hilises staadiumis maapinnale. Nii tekkis hästi säilinud kraater, mille läbimõõt on 25 km pildist paremale ja allapoole. Selle võllil pole jälgi hilisematest väikestest kraatritest.

Teine sündmuste jada marker on nähtav pildi alumises vasakus nurgas, kus asub suur kuuekümnekilomeetrine tugevasti hävinud võlliga kraater. Selle põhjas on jäljed laava väljavalamisest, mis moodustas tohutu voolu, mis liikus vasakule ja kõvenes, läbides rohkem kui poole kraatri läbimõõdust. Purse toimus pärast seda, kui meteoriidimaterjali põhimaht oli välja kukkunud. Samal ajal langesid haruldased ja suhteliselt väikesed kehad laavavoolu pinnale ka pärast selle tekkimist. Suurema või väiksema tihedusega katavad löökmoodustised olulise osa praegu teadaolevast Merkuuri pinnast. Sündmused, mis sellele oma jälje jätsid, leidsid aset peamiselt 3,9x109 aastat tagasi. Täpselt samasugune näeb välja ka Kuu pind, mille proovide vanus on otseselt kindlaks tehtud.

Merkuuri pinnaga põrkuvate protoplanetaarsete kehade kineetiline energia oli väga kõrge. Iga löögiga kaasnes võimas plahvatus, mille energia oli märgatavalt suurem kui tavalistel meteoriidiga sama massiga lõhkekehadel. Huvitaval kombel on Kuu kraatrite läbimõõt oluliselt suurem kui Merkuuri omadel, mille moodustavad sama massiga meteoroidid. Kuna gravitatsioonikiirendus Merkuuril (3,72 m/s2) on suurem kui Kuul (1,62 m/s2), ei langenud meteoriidilöökide käigus välja paiskunud materjal keskmest nii kaugele kui Kuul: sama plahvatusenergiaga , on Merkuuri emissiooniga kaetud ala 5 korda väiksem kui Kuul.

Kraatriteta tasandikud või suured tühimikud kraatrite vahel on Merkuurile ainulaadsed. Siiski on Kuu ja Merkuuri sarnasused välimuses ja regoliidis silmatorkavad. Mõnel elavhõbedakraatris on "kiirte" süsteem, mis ulatub pikkade vahemaade taha. Kuul, kus selliseid kraatreid on palju, on nende ulatus väiksema gravitatsioonikiirenduse tõttu palju suurem. Näiteks Tycho kraatri kiired lähevad Kuu nähtava ketta servast kaugemale. On teada, et kiirte heledus suureneb märgatavalt täiskuu poole ja seejärel nõrgeneb, mis on seletatav materjali suure poorsusega: Päike valgustab kiirte materjali väikeste pooride sisemust alles siis, kui see tõuseb. kõrgel horisondi kohal. Varjude pikkuse järgi arvutatud mägede kõrgus Merkuuril osutus väiksemaks kui Kuul, mis on ilmselt tingitud ka gravitatsioonikiirenduse erinevusest. Merkuuri mäed ulatuvad 2–4 km kõrgusele ja Kuu Kaljumäestiku kõrgeim kõrgus on 5,8 km.

Merkuuri reljeefi ebatavaline detail on astang (2–3 km kõrgune ripp, mis eraldab kahte üldiselt mitte erinevat ala). Selliste kaljude pikkus on sadadest kuni poole tuhande kilomeetrini. See on Discovery karm. Armid tekkisid Merkuuri kokkusurumisel, mille tulemuseks olid selle kooriku üksikute osade nihked ja roomamine. Sarnast nähtust pole Kuul täheldatud.

Merkuuri pinnal, nagu ka Kuu pinnal, puuduvad erksad värvid. Vaatamata Kuu ja Merkuuri reljeefi ja regoliidi sarnasusele on viimase pind väga ainulaadne. Kogu Kuu nähtav külg on kaetud tohutute madalikutega - "mered". Ja Mariner-10 uuritud Merkuuri poolel pole üldse merd (see tähendab, et seal on tasandikud või “basseinid”). Selles mõttes meenutab see pigem Kuu kaugemat külge. Ainus moodustis, mis ähmaselt meenutab suurt Kuukraatrit, on Caloris Planitia vesikond (“Kuumameri” või “Kuumusmeri”), millest osa asus Mariner-10 missiooni ajal. terminaator ise (päeva-öö piiril). Caloris Planitia kujutiste mosaiik.

Kuu (vasakul) ja Merkuur on samal skaalal. Nende kahe taevakeha pinnad on sarnased. Merkuuri kujutis ehitati sadadest Mariner-10 videokaameraga aastatel 1974-1975 tehtud piltidest koosneva mosaiigi töötlemise teel. Kuu Maa poole jääv külg on kaetud arvukate Kuu "merdega" – Kuu pinna moodustumise ajal (umbes 3,9 miljardit aastat tagasi) purskanud tahkunud laava tasandikega. Vaatamata nende kehade pindade sarnasusele, ei leidnud Mariner-10 Merkuuri pinnal selliseid “merd”.

Selgus, et Caloris Planitia pole Merkuuri suurim bassein. Seda tüüpi hiiglaslik moodustis asub planeedi "tundmatul" küljel. 30 aasta jooksul pärast Mariner 10 külastamist on astronoomia nii palju edasi arenenud, et Merkuuri pinda saab uurida maapealsete astronoomiliste vaatluste abil. Selles mängisid suurt rolli kaks uuendust: CCD kiirgusvastuvõtjad (laenguga ühendatud seadmed) ja arvuti infotöötlusvahendid. Lisaks tegelevad teadlased nüüd julgelt probleemidega, mis alles hiljuti tundusid sama lootusetud nagu Merkuuri kaardistamine maapealsete vahenditega.

Jätame kõrvale väikese kirjelduse planeedi tundmatust küljest, et öelda, kuidas meil see kõik õnnestus. Merkuuri maapealsetel vaatlustel "klassikaliste" meetodite abil, võrreldes teiste Päikesesüsteemi kehade uurimisega, on palju muid piiranguid. Kuna vaatlusi tehakse astronoomilises hämaras või isegi vastu päevast taevast, kasutatakse signaali-müra suhte parandamiseks sageli infrapunalähedasi lainepikkusi, kuna Selge taeva heledus väheneb lainepikkuse suurenedes, näiteks -4. Vaatlusaeg hämaras ületab harva 20–30 minutit ja planeet ei asu horisondi kohal kõrgel, kui märkimisväärne õhumass vaateväljas muudab ülesande veelgi keerulisemaks. Merkuuri enam-vähem produktiivne uurimine on võimalik ainult madalatel laiuskraadidel asuvates mägiobservatooriumides. Kuid tehniliste võimaluste piiril on maapealsete tehniliste ja analüütiliste vahenditega siiski võimalik saada piisava eraldusvõimega pilte planeedist. Pildikvaliteedi parandamise seisukohalt oli põhiidee kasutada väga lühikesi millisekundite säritusi. Üks esimesi ulatuslikke Mercury vaatluste seeriaid CCD vastuvõtjatega aastatel 1995–2002. esitas J. Warell saare tähetornis. La Palma (Kanaari saared) poolemeetrise päikeseteleskoobiga. Säritused jäid vahemikku 25–300 ms. Varell kasutas üksikuid kõige edukamaid elektroonilisi fotosid ilma neid täiendavalt kombineerimata. Loomulikult on need halvemad kui suurte elektrooniliste fotode massiivi ühisel töötlemisel saadud kujutised.

Teleskoobi juba mainitud eraldusvõime määrab lainepikkuse ja läbimõõdu suhe – teoreetiline difraktsioonipiir, mis rohelise valguse lainepikkusel, näiteks 550 nm, peaks pooleteisemeetrise teleskoobi puhul olema umbes 0,1 kaaresekundeid. Kuid tüüpiline tegelik eraldusvõime osutub difraktsioonipiirist 9-15 korda halvemaks. Selle määrab peamiselt maakera atmosfääri turbulents ja see sõltub vaatluskohast, kellaajast, aerosoolikomponendi tihedusest (udu, pilved) ja loomulikult objekti seniidi kaugusest. Lühikese särituse meetodi idee seisneb selles, et seade kasutab hetkelisi atmosfääri puhastusi, kui pilt on selge ja sellel pole aega hägustada. Kuid see pole nii lihtne. Atmosfääri võib ette kujutada kui juhuslikult moodustunud ebakorrapärase kujuga nõrgalt murduvate läätsede kogumit, mis ilmuvad ja kaovad, moonutades sissetuleva valguslaine esiosa. Kui astronoomid said fotoplaatidel taevakehade fotosid, muutus see taevalik stsenaarium särituse ajal kümneid kordi ja iga turbulentse pildi punkt suutis valgustada tuhandeid fotograafilise emulsiooni terasid, muutes pildi häguseks. Iseloomulik aeg, mille jooksul atmosfääri optilised omadused muutuvad, on harva alla 15-20 ms. Kui säritus on lühike, näiteks 3 millisekundit, siis on mõned "head" fotod, kuigi neid pole palju. Särituse vähendamine ei kõrvalda õhkläätse ebakorrapärasusest tingitud moonutusi, küll aga vähendab oluliselt pildi hägusust ja võimaldab läheneda difraktsioonipiirile. Olles kogunud märkimisväärse hulga pilte, saate nende hulgast valida väikseima moonutusega pildid, mis sobivad edasiseks töötlemiseks. See on väga töömahukas toiming, eriti kui arvestada, et Mercury enda pildi suurus on tavaliselt vaid 0,2–0,5 mm.

Hoolimata lühikese särituse meetodi põhiidee kogu veenvusest oli seda võimatu fotograafiliste emulsioonidega rakendada: reaalsetes vaatlustingimustes nõudis emulsioonide madal valgustundlikkus minimaalseid säritusi sadade millisekundite või isegi sekundi jooksul. Lühike säritus sai võimalikuks alles uute pildidetektorite - CCD-de tulekuga, mille kvantefektiivsus ulatub 80% või rohkem. Huvitav on märkida, et suhteliselt väikestel (1-2 m läbimõõduga) teleskoopidel on lühikese särituse jaoks teatud eelised, kuna katavad vähem atmosfääri "läätsi", kuid koguvad siiski piisavalt valgust. Kõrge eraldusvõimega CCD-de kasutamisel on footonite arv piksliühiku (pildielemendi) kohta aga alati piiratud ja see võib oluliselt kõikuda. Seetõttu saab hea tulemuse vaid sadade ja isegi tuhandete elektrooniliste kujutiste hilisemal ühisel töötlemisel. Ja Merkuuri vaatlemiseks saadaolev aeg on nii piiratud, et vajaliku mahuga katsematerjali saab hankida vaid piisavalt suurel instrumendil, kui kogu kokkupuuteaeg moodustab vaid väikese osa kogu vaatlusajast. Väga soodsate atmosfääritingimuste korral on kuni 25% piltidest suhteliselt selged.

Vaatlustulemused sõltuvad kriitiliselt atmosfääri seisundist, kuid neid saab iseloomustada alles pärast töötlemise lõppu. Kirjeldatud töö algas meie katsevaatlustes suure eduga. 3. novembril 2001 vaadeldi Gruusia Vabariigi Abastumani astrofüüsikalises observatooriumis (41°45'N, 42°50'E) elavhõbedat uue CCD-kaamera abil, mis oli paigaldatud 1,25 m läbimõõduga teleskoobile. planeedi hommikune pikenemine. Planeedi asend võimaldas põhimõtteliselt jälgida sektorit, mille pildistas Mariner-10 aastal 1974. Terve öö sadas tugevat vihma, kuid koidikul läksid pilved lahku ja täieliku tuulevaikusega oli võimalik saada pildiseeria pildistamisel. lähiinfrapuna vahemik 700–950 nm. Pärast kogu saadud kujutiste massiivi töötlemist korrelatsiooni virnastamise meetodite abil loodi planeedi lahendatud kujutis, millel olid Mariner-10 fotomosaiigiga sarnased üksikasjad. Pealegi kordusid saadud pildil väikeste, 150–200 km pikkuste moodustiste piirjooned. Pärast tulemuste üksikasjalikku analüüsi ei olnud enam kahtlust: tänu lühikestele säritustele ja ebatavalisele lühiajalisele atmosfääri puhastamisele oli võimalik saada sellise selgusega kombineeritud pilte, mis vastavad instrumendi difraktsioonipiirile ( joon ülal). Edaspidi esines selliseid soodsaid atmosfääritingimusi harva; reeglina oli piltide edasiseks sünteesiks vaja koguda 5-10 tuhat edukat pilti.

Korrelatsiooni kombinatsioon

Planeedi esialgsete millisekundiliste elektrooniliste fotode töötlemine on väga töömahukas ja aeganõudev. See viiakse läbi spetsiaalsete arvutiprogrammide abil korrelatsiooni sobitamise meetodil ning nõuab koos “häguse maski” operatsioonide ja mõningate matemaatiliste võtetega nn pilootfaili valimist, mida tavaliselt tuleb teha käsitsi. Pilootfail ehk näidis on protsessori hinnangul kõige edukam pilt, mis määrab suuresti saavutatud joonduse tulemuse. Pilootfailide loendamine suurendab oluliselt töötlemise keerukust, kuna tulemus muutub nähtavaks alles töötlemise viimastes etappides. Pilootfail peaks olema algse vaatlusmaterjali hulgas kõige vähem moonutatud kujutis. Järgmiseks analüüsivad töötlemisprogrammid näidise sisu, leiavad sealt mõned detailid ja otsivad nende peaaegu hoomamatute detailide kordusi tuhandetelt muudelt elektroonilistelt piltidelt. Kui kogemuse põhjal on pilootfaili kuju ja asukohta veel võimalik hinnata, siis peente detailide tegelikkuse hindamine jääb kuskile pildi ja kujutlusvõime vahepeale. Selle töö käigus loodi mitmeid automaattöötlusprogramme. Kahjuks on automaatse programmi efektiivsus oluliselt madalam kui korrelatsiooni sobitamine käsitsi valikuga.

Merkuuri maapealsetest vaatlustest sünteesitud pildifragmendi võrdlus Mariner-10 fotokaardiga

Kujutise iga punkti kirjeldab tuntud matemaatiline intensiivsuse jaotusfunktsioon, mis keskosas järk-järgult väheneb keskpunktist. Tavaliselt tähistatakse "punkti" selle funktsiooni laiusega maksimaalselt 0,7 või 0,5. Kui oli võimalik saada palju tuhandeid originaalseid elektroonilisi pilte, saate nende töötlemisel kasutada juhuslike muutujate statistika teadaolevaid omadusi ja valida "punkti" tasemel, näiteks maksimaalselt 0,9. Siis paraneb eraldusvõime oluliselt. On ka teisi meetodeid, kuid kõige usaldusväärsem on ikkagi käsitsi valimine.

Pärast töötluse esimest osa jääb pilt vaatamata kõikidele tehnikatele uduseks. Astronoomid on juba pikka aega leidnud viisi, kuidas hägusas maski meetodit kasutades pilte parandada. Selleks tehti fotoemulsioonide päevil saadud pildist veidi defokuseeritud negatiiv. Seejärel tehti algne foto selle kaudu uuesti. Suured udused detailid jäid seega välja ning väikeste detailide peent struktuuri sai esile tõsta kuni müratasemeni välja. Tänapäeval on see funktsioon paljudes digikaamerates sisse ehitatud. “Fuzzy mask” (matemaatilise mudeli kujul) töötab ka meie töötlemisprogrammides, kuid see tööriist on kahe otsaga. Tulemus sõltub elemendi suuruse valikust. Kui see on väike, kaovad kõik madalad ruumilised sagedused ja pilt on ühtlaselt hall; näiteks Kuu pilt joonisel fig. leheküljel 67 muutub "pimedaks". Ja vastupidi, kui hägune mask on suur, kaovad kõik peened detailid.

Merkuuri tundmatu osa kujutiste sünteesimise pidev probleem jääb avastatud reljeefi detailide tegelikkuse tõestuseks. Mariner-10 uuring hõlmas ligikaudu meridionaalseid segmente, 120–190° W. ja 0-50°W Nende pikkuskraadide puhul saab kinnitust uute piltide detailide tegelikkusele, kui võrrelda saadud pilte fotokaardiga. Kuid muudel juhtudel saab tõendiks reaalsusest olla ainult üksikasjade korratavus iseseisvalt läbi viidud vaatlustes. Pikkuskraad 210–350° W. Merkuuri pind oli tundmatu, seega oli detailide tegelikkuse ainsaks kriteeriumiks nende olemasolu mitmel kujutisel, mis sünteesiti iseseisvatest elektrooniliste fotode algrühmadest.

Pikkuskraad 210-350°W

Merkuuri vaatlusi viidi läbi erinevates vaatluskeskustes, kuid alati lühisärituse meetodil. Pilt (joonis üleval paremal) koostati 1.–2. mail 2002 Heraklioni ülikooli Skinakase observatooriumis (Kreeta, Kreeka, 24°54'N, 35°) tehtud õhtuse elongatsiooni vaatluste tulemusi 13'E. d.). Vaatlused viidi läbi lähi-infrapuna vahemikus 690-940 nm, kasutades 1,29 m läbimõõduga teleskoopi ja CCD-kaamerat piksli suurusega 7,4x7,4 μm. 1.-2. mail 2002 oli planeedi ketas nähtav 7,75 kaaresekundi nurga all, lineaarsuurusega 0,37 mm teleskoobi fookustasandil ja vastas vaid 50 joonele CCD maatriksil. 2. mail oli Merkuuri faas 97°. Kasutati lühikesi säritusi, enamasti 1 ms.

Pildil tsentri kohal, terminaatoril paistab suur tume laik. See on Merkuuri suurim bassein. Tähelepanekute töötlemise käigus kasutas autor selle moodustise töönimetust - "Skinakase jõgikond" (nimetatud observatooriumi järgi, kust algmaterjal saadi), pretendeerimata selle legitimeerimisele. (Teatavasti määrab Rahvusvaheline Astronoomialiit kõigile Merkuuri pinnal asuvatele objektidele kirjanike, heliloojate, kunstnike jne nimed). Küll aga hakati nimetust "Skinakase bassein" (või "Skinakase meri" või "S bassein") mainima mitmel konverentsil ja mõnes artiklis. Vesikond S on suurim moodustis pikkuskraadi piirkonnas 210–290°W. - selle struktuur meenutab rohkem Kuu kaugemal küljel asuvaid suurimaid moodustisi. Vesikond näib olevat Merkuuri väga vana (võimalik, et vanim) tunnus, mille tugevalt erodeeritud seljandikud on tegelikult tekkinud teiste väiksemate basseinide piiridest. Skinakase jõgikonna struktuur näib olevat sarnane Mariner-10 uuringust tuntud Caloris Planitia piirkonna pinnaga, mis on suure tõenäosusega löökpäritolu. Joonisel fig. Allpool on vaade Skinakase basseinile aastast 2003. Täielikku vaadet basseinist sel ajal veel ei eksisteerinud, mistõttu joonise parem (ida) osa põhineb meie 2002. aasta vaatluste esimestel publikatsioonidel ja vasakpoolne ( lääne) osa võeti sarnastest väljaannetest (Dantowitz et al., 2000; Baumgardner, et al., 2000, Astron J., 2000), kus seda kunagi fragmentidena esitleti. Skinakase basseini sisemuse läbimõõt on umbes 25° (1060 km). Nähtava välisvõlli läbimõõt on kaks korda suurem. Keskus asub umbes 8° põhjalaiust, 275° läänepikkust. Skinakase basseini sisemine šaht on enam-vähem korrapärase kujuga. Joonisel võrreldakse Skinakase basseini ja Caloris Planitia tasandiku suurust, millel on ka topeltvõll. Tulbad on näidatud samas skaalas. Skinakase basseini läbimõõt on 1,5 korda suurem kui Caloris Planitia. Nagu juba märgitud, nõuab hägune maski toimimine kompromissvalikut. Seetõttu on basseiniala tegelik toon tumedam kui pildil. Selle perifeeria ääres on sekundaarsed moodustised; mõnda neist käsitletakse allpool.

Järgnevatel aastatel viidi läbi uued vaatlusseeriad; Taas kasutati Abastumani observatooriumi ja Skinakase observatooriumi teleskoope. Kõige arenenumad pildid saadi alles 4 aastat hiljem, 2006. aasta novembris tehtud vaatluste põhjal Venemaa Teaduste Akadeemia Spetsiaalse Astrofüüsika Observatooriumis (Nižni Arkhyz, Karatšai-Tšerkessia, 43°39'11"N, 41°26 '29"E .,), ja jällegi tänu soodsatele ilmastikuoludele. SAO observatooriumi eeliseks Merkuuri vaatluste osas on selle suur kõrgus (2100 m) ja suhteliselt madal laiuskraad. Uute vaatluste peamiste eesmärkide hulgas oli üldise ülevaate saamine Skinakase basseinist, mis asus sel ajal planeedi valgustatud küljel. Viimaste aastate töötlemisel saavutatud edu võimaldas loota pildi eraldusvõime suurenemisele.

Lühikeste särituste meetodit kasutades ajavahemikul 20.–24. novembril 2006 oli astronoomide sõnul võimalik saada enam kui 20 tuhat elektroonilist pilti planeedist hommikusel pikenemisel, "hea taeva" all. Merkuuri faasinurk varieerus 103° kuni 80°, vaadeldud planetotsentriliste pikkuskraadide piirkond oli 260-350° W. Vaatlused viidi läbi Zeiss-1000 teleskoobi CCD-kaameraga infrapunalähedases vahemikus. Planeedi ketas oli nähtav kaare suhtes 6–7 nurga all. Töödeldes suurt hulka millisekundite säritustega saadud pilte, oli võimalik saada üsna selge sünteesitud kujutis Mercury pinna sektorist 260-350°W. Sünteesitud piltidel on lisaks Skinakase basseinile esile toodud ka mitmeid eri vanuses suuri löökkraatreid, aga ka väiksemaid moodustisi. Saadud maksimaalne eraldusvõime ei ole halvem kui instrumendi formaalne difraktsioonilahutus, umbes 80-100 km Merkuuri pinnal. Nagu 2001. aasta vaatluste puhul, tekkisid head pildid siis, kui ilmaoludes toimus järsk muutus (lumetormi lakkamine).

Vaatluste töötlemise esialgsed tulemused on näidatud joonisel fig. üleval vasakul. Siit näete, kuidas Skinakase basseini asend ja valgustus viie päeva jooksul muutusid. Vasakpoolsed osad (a) tähistavad planeedi faase näidatud kuupäevadel, parempoolsed osad (b) on näidatud planeedi maakeral. Vaatlusteks olid soodsaimad ilmastikutingimused 20. ja 21. novembril 2006. Samas oli ka valgustus kõige soodsam: Päike oli madalal basseini horisondi kohal ja varjud rõhutasid selle reljeefi. Kogu bassein on esile tõstetud keskmisel fotol (21. november 2006). Peale basseini kõigis faasides, mis on näidatud ligikaudu piki 310° W meridiaani. juba mainitud heledamad kraatrid on piklikud. Heledaim neist on planeedi põhjaosas, ligikaudu 65° põhjalaiust, 330° läänepikkust.

Esimene üllatus oli tõeline Kuu tüüpi suur tume kraatri "meri", mis avastati ekvaatorist lõuna pool asuvast jäsemest. Mööda jäset, põhjapoolusest kuni tumeda mereni, laiub rida heledaid kraatreid. Fotodel muutub Merkuuri välimus iga päev, mis on seletatav tema kiire orbiidi liikumisega. Kuid mitte ainult. Nagu Kuuvaatlustest hästi teada, muutub atmosfäärita taevakeha välimus kvadratuuri läbimisel kiiresti nn opositsiooniefekti tõttu. Huvitav oli näha, kuidas uuritava planeedi välimus selles soodsas faasis muutus. Merkuuri faasid on palju keerulisemad kui Kuu omad, sest tema asukoht erinevalt viimasest ei ole fikseeritud ja põhimõtteliselt on planeedi kõik küljed igas faasis vaatlusteks ligipääsetavad. Keskmiselt nihkub Merkuuri pind maise vaatleja suhtes 5° päevas. Kuid see omadus ei jää konstantseks: orbiidi suure ekstsentrilisuse tõttu ületab pöörlemine selle mõnes osas planeedi pöörlemise ja pinna igapäevane liikumine Päikese suhtes peatub ja naaseb isegi tagasi. Sel ajal võis Merkuuri terminaatorist jälgida kummalist jada: idas päikesetõus ja varsti loojang, taas päikesetõus ja siis läänes kordub kõik vastupidises järjekorras.

Kõik detailid on kombineeritud joonisel paremini nähtavad. ülal, kus töötlusse kaasati umbes 7800 originaalset elektroonilist pilti, et sünteesida pildi vasak pool. Vasakpoolne hall kast näitab ruudustikku ja Skinakase bassein on ringiga, mis võimaldab võrrelda basseini korduvaid idapoolseid kontuure. Vaagnavälja katab enam-vähem korrapärase kujuga võll. Meridionaalses suunas on selle pikkus 1300 km. Huvitav on see, et basseini sisemine osa on suuruselt 1,5 korda suurem kui suurim Kuu vihmameri ja välimine osa on Kuu tormide ookeani skaalaga. Erinevalt Skinakase nõost ja Caloris Planitiast on Mare Immobilise pind laavaväli, mille kujunemine pärineb iidsest Kuule globaalse laavavalamise ajastust. Skinakase basseini välisvõlli läbimõõt - umbes 0,5 kogu planeedi läbimõõdust - teeb sellest ühe suurima kraatrimered Maa rühma planeetidel. Välisvõlli ebakorrapärast, idapoolselt suhteliselt korrapärast kuju häirib põhjas objekt, mille keskpunkt on 30° N, 280° W, ja lõunas laialdaselt vähem pime ala, mis asub 255. 280 °W.d. ja ulatub 30°S.

Meridiaan, mida mööda terminaator joonise mõlemas pooles läbib, on sama, ligikaudu 270° W. Siin, 45–50° S laiuskraadil, on teise tumeda basseini keskpunkt, mille läbimõõt on umbes 700 km ja mis kordub mustri mõlemas pooles. Hele kraater 65° N, 330° W. läbimõõt on 90-100 km; Sellega külgnevad põhjast ja lõunast 400-500 km pikkused lineaarsed rajatised. Seda tüüpi löögikraatrist väljumine on tõenäoliselt seotud löökkatsekeha tangentsiaalse trajektooriga. Pildi piiratud eraldusvõime ei võimalda meil selle detaile usaldusväärselt hinnata; võib-olla asub kraater ise laiendatud heledal alal.

Nagu juba märgitud, toimub pildi detailide esiletõstmine lähtepiltide töötlemisel madalate ruumiliste sageduste arvelt. Teisisõnu on pildil väga tumedate või heledate laiendatud alade varjundid summutatud, mis võimaldab esile tuua muid detaile, näiteks keskmise ja suure löögikraatreid. Nende hulgas on kõige märgatavam viisnurkne 750-kilomeetrine kraater, mille keskpunkt on 32° S, 260° W. ja sellega põhjast külgnev 650-kilomeetrine kraater (joonis üleval paremal). Selliseid kraatreid on leitud palju.

Kokkuvõttes esitatakse sektori 270-350°W edukaim pilt, mis on saadud ülalkirjeldatud meetoditega, koos hoolika valikuga pilte, mis on tehtud parima selguse hetkedel (joonis paremal). Eraldusvõime on 60-70 km punkti kohta. Madalad ruumilised sagedused on siin alla surutud. Pildid a ja b erinevad ainult kontrastsuse taseme poolest. Pildil on koos “klassikaliste” löögikraatrite, väljapaiskumise ja kiirtega elemente, mida pole varem teistel planeetidel nähtud. Esiteks on need neli või viis halli triipu, mille laius on 250 km ja pikkus kuni 2000 km. Triibud on mingil moel seotud suurte kraatritega, kuid nende olemus on endiselt ebaselge. Pilt ise on üsna võrreldav kosmoselaevade piltidega, kuid on võrreldamatult odavam. Tähtede astronoomid peavad täpimeetodit (tuntud ka kui lühikese särituse meetod) juba tõsiselt väga kallite kosmoseuuringute tõsiseks konkurendiks.

Pikkuskraad 210-350°W. Merkuuri pind oli teadmata. Juba mainitud, et detailide reaalsuse kriteeriumiks jäi nende olemasolu mitmel iseseisval pildil. Ülaltoodud uued pildid planeedi pinnast katavad peaaegu kogu planeedi pinnast seda osa, mida Mariner-10 kaamera ei jäädvustanud ning uuritud sektor oli 260-350°W. on võrreldes varem kaardistatud suhteliselt siledate aladega huvitavama topograafiaga. Kui Skinakase basseini päritolu oli sarnane Kuu omaga, siis jääb arusaamatuks, miks selle piirid Kuu laavamere selgetest piirjoontest nii järsult erinevad. Löökkehade suhtelised kiirused Merkuuri orbiidil olid peaaegu 1,6 korda suuremad kui Maa/Kuu orbiidil ja löögienergia 2,5 korda suurem. Seetõttu võiks eeldada, et Skinakase basseinil ja teistel suurtel tumedatel objektidel on samad teravad piirjooned kui Kuu nõodel ning Caloris Planitia jõgikond on erand. Kuid millegipärast pole selliseid piire.

Saadud pildid ja ka kosmoseaparaadi kaameratega tehtud fotod näitavad Merkuuri pinnal toimunud sündmuste tunnuseid maksimaalse meteoriidipommitamise perioodil. Mingil määral võivad need tunnused olla seotud selle taevakeha maakoore koostise ja võib-olla ka struktuuriga. Samal ajal suunavad kujutised Merkuurist teadlased tagasi pikaajalise ja lahendamata küsimuse juurde: miks on laiendatud reljeefsed tunnused, nagu Kuu "mered" või Maa ookeanid, jaotuvad asümmeetriliselt planeetide kehade pinnal ja kogutakse ühele küljele ? Nagu teada, täheldatakse sama seletamatut asümmeetriat ka teistel maapealsetel planeetidel. Seda leidub ka paljudel hiiglaslike planeetide satelliitidel ja mitte ainult Kuul. Ilmselt võib sama täheldada ka Merkuuri pinnal. Laiendatud reljeefi tunnused, nagu Skinakase jõgikond ja teised tumedad nõod, on selgelt asümmeetriliselt jaotunud üle planeedi ja need on koondunud peamiselt pikkuskraadi piirkonda 250-330°W Kuu reljeefi asümmeetria päritolul on mõningaid jooni, kuid Merkuuri ja teiste planeetide reljeefile Nad ei kuulu maapealsesse rühma. Mis on selle asümmeetria taga?

Pimestavalt ereda valguse voogudest üle ujutatud Päikese “naabruses” liigub planeet Merkuur. Planeedi näiv nurkkaugus kesktähest ei ületa kunagi 28 kraadi, mistõttu on Merkuuri jälgimine väga raske. Enamasti on see sõna otseses mõttes mattunud päevavalguse kiirtesse ja ilmub vaid korraks kuldse hommikukoidu taustale või õhtuse päikeseloojangu säras.

Kõik vaatlejad, alustades kuulsast itaalia astronoomist Giovanni Schiaparellist, kes uuris Merkuuri 19. sajandi lõpus, osutasid alati ühele tunnusele: planeet pöörleb ümber oma telje ja tiirleb ümber Päikese sama aja jooksul, mis võrdub 88 Maaga. päevadel. Seda näivad tõendavat planeediketta täppide asukoha visandid. Selgus, et Merkuur on alati ühe küljega Päikese poole. Ja kui nii, siis peaks ühel poolkeral olema igavene päev ja teisel - igavene öö. Teadlased selgitasid planeedi pöörlemise sünkroonsust Päikese loodete pidurdamisega ja näitasid selge näitena Kuule, pöörasid ühe külje Maa poole.

20. sajandi teisel poolel tuli idee Merkuuri pöörlemise olemusest täielikult üle vaadata. Seda soodustas radiofüüsikaliste uurimismeetodite kiire areng. Täpsed andmed planeedi pöörlemise kohta saadi radarite seansside analüüsimisel.

1965. aastal määrasid Ameerika astronoomid Arecibo (Puerto Rico) hiiglasliku 305-meetrise raadioteleskoobi abil radarimeetodil Merkuuri aksiaalse pöörlemise perioodiks 2/3 orbiidi kestusest. Maa päikesepäevadel on see 58,6457. See on tegelikult Merkuuri pöörlemisperiood ümber oma telje kaugete tähtede suhtes. Seetõttu ei saa Merkuuril olla ei igavest päeva ega igavest ööd. Sellise pöörlemiskiiruse juures võrdub üks päikesepäev peaaegu 176 (175,9371) Maa päevaga ehk kahe Merkuuri aastaga (87,96855 2 = 175,9371). Teisisõnu, päevad ja ööd kestavad Merkuuril terve aasta! Periheelis – Päikesele lähim orbiidi punkt – soojeneb Merkuuri valgustatud poolkera keskosa temperatuurini 467°C. Ja öisel poolel on jääkülm: temperatuur võib langeda -183°C-ni.

Suurte planeetide perekonnas on Merkuur üsna tagasihoidliku suurusega. Selle läbimõõt on 2,61 korda väiksem kui Maa läbimõõt. Järelikult on planeet ruumalalt 17,8 korda väiksem kui Maa (2,61·2,61·2,61 = 17,8). Samal ajal on planeet Maast 18,1 korda väiksem. Selgub, et Merkuuri keskmine tihedus on peaaegu võrdne Maa omaga - see on 5,43 g/cm 3 (Maal on see 5,52 g/cm 3). Ja see on ajal, mil planeedi sisemus ei koge tugevat kokkusurumist! Seega on Merkuur meie Maa järel kõige tihedam planeet.

Mõned teadlased usuvad, et Merkuur on ainulaadne kaevandusplaneet, mille massist on 60% rauda. Selle massiivset raudsüdamikku ümbritseb suhteliselt õhuke silikaatkest, millel on võimsad hargnenud maaki kandvad veenid, mis ulatuvad otse pinnale. On täiesti võimalik, et päevasel ajal tekivad lähedal asuva Päikese tulihingelise hinguse poolt põletatud Merkuuri pinnale sulametallide (tina, plii, tsingi) “järved”, mis sarnanevad pursanud vulkaanilise laavaga.

Ameerika kosmoseaparaat Mariner 10 (1974) edastas Maale umbes 3000 pilti planeedi pinnast eraldusvõimega kuni 50 m.

Merkuuri piltide võrdlemine Kuu piltidega näitab nende suurt sarnasust. Merkuuri pind on samuti kaetud paljude löögikraatritega ning Merkuuri maastikku võib kergesti segi ajada Kuu omaga. Kuid pilte hoolikalt uurides võite leida erinevusi: Merkuuril leidub suuri kraatreid harvemini kui Kuul. Merkuuri suurim kraater on saanud nime suure saksa helilooja Beethoveni järgi. Selle läbimõõt ulatub 625 km-ni!

Järgmine oluline erinevus Merkuuri ja Kuu mägiste maastike vahel on arvukate sakiliste nõlvade olemasolu Merkuuril, mis ulatuvad sadu kilomeetreid. Nende struktuuri uurimine näitas, et need tekkisid planeedi arengu algperioodil maakoore globaalse kokkusurumise tulemusena. Hästi säilinud suurte kraatrite olemasolu Merkuuri pinnal viitab sellele, et viimase 3–4 miljardi aasta jooksul ei ole toimunud maakoore lõikude ulatuslikku liikumist ega pinnaerosiooni. Viimane asjaolu välistab peaaegu täielikult Merkuuri ajaloos olulise atmosfääri olemasolu.

Merkuuri pinna fotodel on näha ka mitu suhteliselt siledat suurt tasandikku, mis on ilmselgelt palju nooremad kui tugevalt kraatritega kaetud alad. Kõige ulatuslikum tasandik on Kuumuse meri ehk Kuumuse meri, mille läbimõõt ulatub 1300 km-ni; see asub planeedi ekvatoriaalvööndis. Vaatate seda ja meenub tahtmatult Kuu vihmameri. Mõlemad tekkisid hiiglaslike katastroofide – kokkupõrgete tagajärjel asteroidide kehadega.

Mariner 10-le paigaldatud tundlikku magnetomeetrit kasutades avastati Merkuuri lähedal dipoolmagnetväli, mis oli suunatud ligikaudu mööda planeedi pöörlemistelge. Kuid selle välja intensiivsus Merkuuri pinnal ei ulatu 1%ni Maa magnetvälja intensiivsusest. Merkuuri magnetväli on aga palju tugevam kui Veenuse või Marsi oma.

Ilmselt on selle genereerimiseks planeedi sees vajalikud tingimused.

Nii tehti kosmoseuuringute tulemusel kindlaks, et Merkuur on paradoksaalne planeet: väliselt ja pinnatekke ajaloo poolest sarnaneb ta Kuuga ning oma siseehituselt paljastab hämmastavaid sarnasusi Maaga. Isegi Merkuuri magnetväli on Maa omaga sarnane.