Merkurs ir Saulei vistuvāk esošā planēta Saules sistēmā, mazākā no sauszemes planētām. Nosaukts seno romiešu tirdzniecības dieva – ātrā Merkūrija vārdā, jo tas pārvietojas pa debess sfēru ātrāk nekā citas planētas.

Vidējais Merkura attālums no Saules ir nedaudz mazāks par 58 miljoniem km (57,91 miljons km). Planēta ap Sauli apgriežas 88 Zemes dienās. Dzīvsudraba redzamais magnitūds svārstās no –1,9 līdz 5,5, taču tas nav viegli pamanāms, jo tas atrodas tuvu Saulei.

Dzīvsudrabs pieder pie sauszemes planētām. Pēc fiziskajām īpašībām Merkurs atgādina Mēnesi. Tam nav dabisku pavadoņu, bet tajā ir ļoti reta atmosfēra. Planētai ir liels dzelzs kodols, kas ir magnētiskā lauka avots, kura stiprums ir 0,01 no Zemes magnētiskā lauka. Dzīvsudraba kodols veido 83% no planētas kopējā tilpuma. Temperatūra uz dzīvsudraba virsmas svārstās no 80 līdz 700 K (-190 līdz +430°C). Saules puse uzkarst daudz vairāk nekā polārie apgabali un planētas tālākā puse.

Dzīvsudraba rādiuss ir tikai 2439,7±1,0 km, kas ir mazāks par Jupitera pavadoņa Ganimēda un Saturna pavadoņa Titāna (divi lielākie planētu pavadoņi Saules sistēmā) rādiusu. Bet, neskatoties uz mazāku rādiusu, dzīvsudrabs pēc masas pārspēj Ganimēdu un Titānu. Planētas masa ir 3,3⋅1023 kg. Dzīvsudraba vidējais blīvums ir diezgan augsts - 5,43 g/cm³, kas ir tikai nedaudz mazāks par Zemes blīvumu. Ņemot vērā, ka Zeme ir daudz lielāka, dzīvsudraba blīvuma vērtība norāda uz palielinātu metālu saturu tās dziļumos. Gravitācijas paātrinājums uz dzīvsudraba ir 3,70 m/s². Otrais bēgšanas ātrums ir 4,25 km/s. Par planētu vēl ir zināms salīdzinoši maz. Tikai 2009. gadā zinātnieki sastādīja pirmo pilnīgo Merkura karti, izmantojot attēlus no Mariner 10 un Messenger.

Pēc tam, kad 2006. gadā Plutonam tika atņemts planētas statuss, Merkurs ieguva Saules sistēmas mazākās planētas titulu.

Astronomiskās īpašības

Dzīvsudraba redzamais magnitūds svārstās no –1,9 m līdz 5,5 m, taču tas nav viegli pamanāms, jo tam ir mazs leņķiskais attālums no Saules (maksimums 28,3°).

Vislabvēlīgākie apstākļi Merkura novērošanai ir zemos platuma grādos un ekvatora tuvumā: tas ir saistīts ar faktu, ka krēslas ilgums tur ir visīsākais. Vidējos platuma grādos Merkūra atrašana ir daudz grūtāka, un tā ir iespējama tikai tā vislabāko pagarinājumu periodā. Augstos platuma grādos planēta gandrīz nekad (izņemot aptumsumu laikā) nav redzama tumšajās nakts debesīs: Merkurs ir redzams ļoti īsu laiku pēc krēslas iestāšanās.

Vislabvēlīgākie apstākļi Merkura novērošanai abu pusložu vidējos platuma grādos rodas ap ekvinokcijas (krēslas ilgums ir minimāls). Optimālais laiks planētas novērošanai ir rīta vai vakara krēsla tās pagarinājuma periodos (dzīvsudraba maksimālā attāluma no Saules periodi debesīs, kas notiek vairākas reizes gadā).

Dzīvsudraba debesu mehānika

Dzīvsudrabs griežas savā orbītā ap Sauli ar periodu aptuveni 88 Zemes dienas. Vienas siderālās dienas ilgums uz Merkura ir 58,65 Zemes dienas, bet Saules dienas ilgums ir 176 Zemes dienas. Dzīvsudrabs pārvietojas ap Sauli pa diezgan iegarenu eliptisku orbītu (ekscentriskums 0,205) vidēji 57,91 miljona km (0,387 AU) attālumā. Perihēlijā Merkurs atrodas 45,9 miljonus km no Saules (0,3 AU), afēlijā - 69,7 miljonus km (0,46 AU), tādējādi perihēlijā Merkurs atrodas vairāk nekā pusotru reizi tuvāk Saulei nekā afēlijā. Orbītas slīpums pret ekliptikas plakni ir 7°. Dzīvsudrabs vienā orbitālajā apgriezienā pavada 87,97 Zemes dienas. Planētas orbītas vidējais ātrums ir 48 km/s (afēlijā - 38,7 km/s, bet perihēlijā - 56,6 km/s). Attālums no Merkura līdz Zemei svārstās no 82 līdz 217 miljoniem km. Tāpēc, novērojot no Zemes, Merkurs maina savu pozīciju attiecībā pret Sauli no rietumiem (redzamība no rīta) uz austrumiem (redzamība vakarā) vairāku dienu laikā.

Uz Merkura nav tādu gadalaiku kā uz Zemes. Tas notiek tāpēc, ka planētas rotācijas ass ir gandrīz perpendikulāra orbitālajai plaknei. Līdz ar to pie poliem ir vietas, kuras neapgaismo saules stari. Pētījumi, kas veikti, izmantojot Arecibo radioteleskopu, liecina, ka šajā aukstajā un tumšajā zonā pastāv ledāji. Ūdens ledus slānis var sasniegt 2 m; tas droši vien ir pārklāts ar putekļu kārtu.

Atmosfēra

Kosmosa kuģim Mariner 10 lidojot garām Merkuram, tika konstatēts, ka uz planētas ir ārkārtīgi reta atmosfēra, kuras spiediens bija 5⋅1011 reizes mazāks par Zemes atmosfēras spiedienu. Šādos apstākļos atomi biežāk saduras ar planētas virsmu nekā viens ar otru. Atmosfēru veido atomi, ko uztver saules vējš vai izsit no virsmas ar saules vēju – hēlijs, nātrijs, skābeklis, kālijs, argons, ūdeņradis. Atsevišķa atoma vidējais dzīves ilgums atmosfērā ir aptuveni 200 dienas.

Dzīvsudraba magnētiskais lauks un gravitācija nav pietiekami, lai saglabātu atmosfēras gāzes no izkliedes un uzturētu blīvu atmosfēru. Saules tuvums ir saistīts ar spēcīgu saules vēju un augstu temperatūru (ar spēcīgu sildīšanu gāzes aktīvāk atstāj atmosfēru). Tajā pašā laikā Marss, kura gravitācija ir gandrīz vienāda ar Merkuru, bet atrodas 4-5 reizes tālāk no Saules, pat bez magnētiskā lauka, pilnībā nezaudēja atmosfēru, lai izkliedētu kosmosā.

Planēta Merkurs ir līdzīga Mēnesim. Šīs senās planētas virsma ir izrobīta ar krāteriem, tāpat kā daudzu citu planētu satelīti. Merkurs ir lielāks par gandrīz visiem citu planētu pavadoņiem, bet mazāks par Ganimēdu (Jupitera pavadoni) un Titānu (Saturna pavadoni). Salīdzinot ar citu planētu pavadoņiem, Merkurs ir daudz blīvāks un masīvāks, jo sastāv galvenokārt no dzelzs.

Planēta Merkurs ir ļoti līdzīga satelītam. Vecā Merkura virsma ir blīvi izraibināta ar krāteriem, tāpat kā lielākā daļa planētu pavadoņu. Merkurs ir lielāks par daudziem pavadoņiem un tomēr mazāks par Jupitera pavadoni Ganimēdu un Saturna pavadoni Titānu. Dzīvsudrabs ir ievērojami blīvāks un masīvāks nekā gandrīz jebkurš mēnesis, jo tas galvenokārt ir izgatavots no dzelzs. Un tikai Zeme, vienīgā planēta, ir blīvāka par Merkuru.

Saulei vistuvāk esošā planēta Merkurs joprojām ir visnoslēpumainākā starp Saules sistēmas iekšējām planētām. Saules staros paslēptais Merkurs ir grūti novērojams objekts no Zemes. Vienīgais kosmosa kuģis, kas pētīja Mercury no tuva attāluma, bija Mariner 10, kas veica divus Mercury aplidojumus 1974. un 1975. gadā, izpētot aptuveni 45 procentus no planētas virsmas.

Planēta Merkurs ir zināma kopš reģistrētās vēstures sākuma, taču šīs Saules sistēmas visdziļākās planētas daļas nekad nav redzētas. Pirms divām dienām robotizētais Messenger kosmosa kuģis otro reizi lidoja pa Merkuru un fotografēja apgabalus, kas iepriekš bija rupji kartēti tikai ar radaru.

Straumju pārpludinātajā un žilbinoši gaišajā Saules “kaimiņos” kustas planēta Merkurs. Planētas šķietamais leņķiskais attālums no centrālās zvaigznes nekad nepārsniedz 28 grādus, tāpēc Merkuru ir ļoti grūti novērot. Lielāko daļu laika tas ir burtiski aprakts dienasgaismas staros un tikai īsu brīdi parādās uz zelta rīta, rītausmas vai vakara saulrieta mirdzuma fona.

Visi novērotāji norādīja uz vienu iezīmi: planēta griežas ap savu asi un riņķo ap Sauli tajā pašā laika posmā, kas vienāds ar 88 Zemes dienām. Šķiet, ka par to liecina plankumu atrašanās vietas skices uz planētas diska. Izrādījās, ka Merkurs vienmēr ir vērsts pret Sauli ar vienu pusi. Un ja tā, tad vienā puslodē vajadzētu būt mūžīgajai dienai, bet otrā - mūžīgajai naktij. Zinātnieki skaidroja planētas rotācijas sinhronitāti ar Saules paisuma bremzēšanu un kā skaidru piemēru norādīja uz Mēnesi, pagrieza vienu pusi pret Zemi.

20. gadsimta otrajā pusē ideja par Merkura rotācijas būtību bija pilnībā jāpārskata. To veicināja straujā radiofizikālo pētījumu metožu attīstība. Precīzi dati par planētas rotāciju tika iegūti, analizējot radara sesijas.

1965. gadā amerikāņu astronomi, izmantojot milzu 305 metru radioteleskopu Puertoriko, ar radaru noteica, ka Merkura aksiālās rotācijas periods ir 2/3 no orbitālās ilguma. Zemes Saules dienās tas ir 58,6457. Tas faktiski ir Merkura rotācijas periods ap savu asi attiecībā pret tālām zvaigznēm. Tāpēc uz Merkura nevar būt ne mūžīgas dienas, ne mūžīgas nakts. Pie šāda rotācijas ātruma viena Saules diena ir vienāda ar gandrīz 176 (175,9371) Zemes dienām jeb diviem Merkura gadiem (87,96855,2 = 175,9371). Citiem vārdiem sakot, dienas un naktis uz Merkura ilgst veselu gadu! Perihēlijā — Saulei vistuvākajā orbītas punktā — Merkura apgaismotās puslodes vidusdaļa uzsilst līdz 467°C. Un nakts pusē valda stindzinošs aukstums: temperatūra var pazemināties līdz -183°C.

Lielo planētu saimē Merkurs izceļas ar savu pieticīgo izmēru. Tā diametrs ir 2,61 reizi mazāks par Zemes diametru. Tāpēc pēc tilpuma planēta ir 17,8 reizes mazāka par nedaudz sfēru (2,61... 2,61... 2,61 = 17,8). Tajā pašā laikā planēta ir 18,1 reizi mazāk masīva nekā Zeme. Izrādās, ka dzīvsudraba vidējais blīvums ir gandrīz vienāds ar Zemes blīvumu - tas ir 5,43 g/cm3 (Zemei tas ir 5,52 g/cm3). Un tas ir laikā, kad planētas iekšpuse netiek piedzīvota spēcīga saspiešana! Tādējādi dzīvsudrabs pēc mūsu Zemes ir sieviešu blīvā planēta.

Daži pētnieki uzskata, ka Merkurs ir unikāla raktuvju planēta, kas sastāv no 60% dzelzs pēc masas. Tās masīvo dzelzs kodolu ieskauj salīdzinoši plāns silikāta apvalks ar spēcīgām sazarotām rūdu saturošām vēnām, kas stiepjas tieši uz virsmu. Pilnīgi iespējams, ka dienas laikā uz Merkura virsmas, ko sadedzina tuvējās Saules ugunīgā elpa, veidojas izkausētu metālu (alvas, svina, cinka) “ezeri”, kas līdzīgi izvirdušai vulkāniskajai lavai.

Amerikāņu kosmosa kuģis Mariner 10 (1974) nosūtīja uz Zemi aptuveni 3000 planētas virsmas attēlu ar izšķirtspēju līdz 50 m.

Dzīvsudraba attēlu salīdzināšana ar Mēness attēliem parāda to lielo līdzību. Dzīvsudraba virsmu klāj arī daudzi trieciena krāteri, un Merkura ainavu var viegli sajaukt ar Mēness ainavu. Taču, rūpīgi izpētot attēlu, var atrast atšķirības: lieli krāteri uz Merkūrija ir retāk sastopami nekā uz Mēness. Lielākais krāteris uz Merkura ir nosaukts izcilā vācu komponista Bēthovena vārdā. Tā diametrs sasniedz 625 km!

Nākamā svarīgā atšķirība starp Merkūrija un Mēness kalnainajām ainavām ir daudzu nogāžu klātbūtne uz Merkura, kas stiepjas simtiem kilometru. To struktūras izpēte parādīja, ka tās veidojušās planētas attīstības agrīnajā periodā globālās garozas saspiešanas rezultātā. Labi saglabājušos lielo krāteru klātbūtne uz Merkura virsmas liecina, ka pēdējo 3–4 miljardu gadu laikā nav notikusi liela mēroga garozas zonu kustība un nav notikusi virsmas erozija. Pēdējais apstāklis ​​gandrīz pilnībā izslēdz jebkādas nozīmīgas atmosfēras pastāvēšanu Merkura vēsturē.

Dzīvsudraba virsmas fotogrāfijās ir redzami arī vairāki salīdzinoši gludi lieli līdzenumi, kas acīmredzami ir daudz jaunāki par smagiem krāteriem bagātajiem apgabaliem. Plašākais līdzenums ir Siltuma jūra jeb Siltuma jūra, kuras diametrs sasniedz 1300 km; tas atrodas planētas ekvatoriālajā zonā. Jūs skatāties uz to un neviļus atceraties Mēness lietus jūru. Abas radušās gigantisku katastrofu – sadursmju ar asteroīdu ķermeņiem – rezultātā.

Izmantojot jutīgu magnetometru, kas uzstādīts uz Marinsra 10, netālu no Merkura tika atklāts dipola magnētiskais lauks, kas vērsts aptuveni pa planētas rotācijas asi. Bet šī lauka intensitāte uz Merkura virsmas nesasniedz pat 1% no Zemes magnētiskā lauka intensitātes. Neskatoties uz to, dzīvsudraba magnētiskais mols ir daudz spēcīgāks nekā Veneras vai Marsa mols.

Acīmredzot planētas iekšienē ir nepieciešami apstākļi tās radīšanai.

Tādējādi kosmosa izpētes rezultātā tika noskaidrots, ka Merkurs ir paradoksāla planēta: ārēji un virsmas veidošanās vēstures ziņā tas ir līdzīgs Mēnesim un savā iekšējā struktūrā atklāj pārsteidzošu līdzību ar. Zeme. Pat Merkura magnētiskais lauks ir līdzīgs Zemes magnētiskajam laukam.

Dzīvsudrabs pieder pie četru sauszemes planētu grupas, kas atrodas tuvu Saulei. Tas atrodas visīsākajā attālumā no zvaigznes un netālu no Zemes. Redzēt planētu nav viegli: tā nekad neatkāpjas no Saules leņķī, kas pārsniedz 28° un parasti mazāk. Šo noņemšanu sauc par pagarināšanu. Bet pat pie tā lielākā pagarinājuma (18-28°) Merkurs uz spilgtas krēslas debess fona var novērot tikai īsu brīdi saullēktā (attēls pa labi) vai pēc saulrieta. Minimālais attālums līdz Merkūram ir tikai 80 miljoni km, taču šobrīd to nav iespējams novērot ne tikai spilgtās Saules gaismas dēļ, bet arī tāpēc, ka tā nakts puse šajā periodā ir vērsta pret Zemi. “Laimīgs ir astronoms, kurš redzējis Merkuru,” teikts viduslaiku astronomijas rokasgrāmatās. Tomēr planētu nav grūti pamanīt, ja atceries tikai tās īsos kalendāra redzamības periodus, zini, kur to meklēt, un ņem vērā, ka tā ir redzama ļoti īsu laiku, teorētiski ne vairāk kā 1,5 stundu, bet praktiski daudz mazāk. Redzamības apstākļi atkārtojas vairākas reizes gadā. Ar teleskopa palīdzību Merkurs ir redzams tikai dienas laikā, un praktiski nav iespējams atpazīt uz tā nekādas detaļas. Leņķis, kādā planēta ir redzama kvadrātā (puse diska), vidēji ir 7,3 loki. Ar. Teleskops ar aptuveni vienas loka sekundes izšķirtspēju (t.i., tā spēja atdalīt attēla punktus, kas atdalīti ar 1 s leņķi) tiek uzskatīts par “labu” uz zemes izvietotās observatorijās. Tāpēc fotogrāfiskajos attēlos dzīvsudrabs vienmēr paliek mazs duļķains plankums. Automātiskie orbitālie teleskopi, piemēram, Habla (HST), varētu palīdzēt, taču saskaņā ar teleskopa administrācijas teikto, ja instrumenta kustībā ir radusies kļūda, spēcīgs Saules starojums var trāpīt unikālajiem instrumentiem un tos sabojāt. Starp citu, tas pats attiecas uz uz zemes bāzētiem astronomiskajiem instrumentiem darbam ar Mercury.

Dzīvsudraba reljefs

Neskatoties uz to, ka Merkura virsmas fotogrāfijas atgādina Mēness “kontinentālos” apgabalus, Mēness tipa “jūras” (lavas), kas ir tik pazīstamas mūsu satelīta diskā, šajā pusē netika atrastas. Planēta. Mēness un dzīvsudrabs ir parādīti vienā mērogā augstāk esošajā attēlā, kur pēdējā zema kontrasta detaļas kontrastē ar Mēness raibo virsmu.

Attiecīgās planētas virsmai ir tikai Merkura iezīmes. Ir vairāki raksturīgi reljefa veidi. Senākais, piesātinātākais ir līdzenums, kas klāts ar neskaitāmiem savstarpēji pārklājošiem meteorīta krāteriem, kur katra nākamā meteorīta ķermeņa trieciens krita uz jau vairākkārt krāteriem caurstrāvotu laukumu. Tāda virsma ir parādīta att., kur joprojām redzamo detaļu izmērs ir 300 m Saule spīd no kreisās puses un atrodas diezgan zemu virs horizonta. Visa virsma ir klāta ar nepārtrauktu krāteru tīklu un šķiet neatšķirama no Mēness kontinentālās daļas. Gandrīz visi no tiem veidojās no lielu meteorītu ķermeņu krišanas planētas veidošanās laikā, apmēram pirms 4 miljardiem gadu. Vispirms izkrita dažādu izmēru protoplanetāri ķermeņi (planetesimāli) un meteorīti, bet pēc tam arvien mazāki fragmenti, kuru pēdas aptvēra visu krātera dibenu labajā pusē. Tajā pašā laikā lieli meteorītu ķermeņi dažkārt ietriecās virsmā pat vēlīnā stadijā. Tādējādi tika izveidots labi saglabājies krāteris ar 25 km diametru pa labi un zem attēla centra. Tās šahtā nav pēdu no vēlākiem maziem krāteriem.

Cits notikumu secības marķieris redzams attēla apakšējā kreisajā stūrī, kur atrodas liels sešdesmit kilometru krāteris ar stipri nopostītu šahtu. Tās apakšā ir redzamas lavas izliešanas pēdas, kas veidoja milzīgu plūsmu, kas virzījās pa kreisi un sacietēja, šķērsojot vairāk nekā pusi krātera diametra. Izvirdums notika pēc tam, kad bija izkritis galvenais meteorīta materiāla tilpums. Tajā pašā laikā reti un salīdzinoši nelieli ķermeņi nokrita uz lavas plūsmas virsmas pat pēc tās veidošanās. Ar lielāku vai mazāku blīvumu triecienveidojumi aptver ievērojamu daļu no šobrīd zināmās Merkura virsmas. Notikumi, kas tajā atstāja savas pēdas, galvenokārt norisinājās pirms 3,9x109 gadiem. Tieši tāpat izskatās Mēness virsma, kuras paraugu vecums ir tieši noteikts.

Protoplanetāro ķermeņu kinētiskā enerģija, saduroties ar Merkura virsmu, bija ļoti augsta. Katru sitienu pavadīja spēcīgs sprādziens, kura enerģija bija ievērojami lielāka nekā parastajām sprāgstvielām ar tādu pašu masu kā meteorītam. Interesanti, ka Mēness krāteriem ir ievērojami lielāks diametrs nekā tiem, kas atrodas uz Merkura, un tos veido tādas pašas masas meteoroīdi. Tā kā gravitācijas paātrinājums uz Merkura (3,72 m/s2) ir lielāks nekā uz Mēness (1,62 m/s2), meteorīta triecienu laikā izmestais materiāls nenokrita tik tālu no centra kā uz Mēness: ar tādu pašu sprādziena enerģiju , platība, ko sedz emisija uz Merkura, ir 5 reizes mazāka nekā uz Mēness.

Līdzenumi bez krāteriem vai plašās spraugas starp krāteriem ir unikāli dzīvsudrabam. Tomēr Mēness un Merkūrija izskata un regolīta līdzības ir pārsteidzošas. Dažiem dzīvsudraba krāteriem ir "staru" sistēma, kas sniedzas lielos attālumos. Uz Mēness, kur šādu krāteru ir daudz, to apjoms ir daudz lielāks, jo ir mazāks gravitācijas paātrinājums. Piemēram, Tycho krātera stari pārsniedz redzamā Mēness diska malu. Ir zināms, ka staru spilgtums uz pilnmēness manāmi palielinās un pēc tam vājinās, kas izskaidrojams ar materiāla augsto porainību: Saule izgaismo staru materiāla mazo poru iekšpusi tikai tad, kad tā paceļas. augstu virs horizonta. Kalnu augstums uz Merkūrija, rēķinot pēc ēnu garuma, izrādījās mazāks nekā uz Mēness, kas, iespējams, ir saistīts arī ar gravitācijas paātrinājuma starpību. Merkūrija kalni sasniedz 2-4 km, un Mēness Klinšu augstākais augstums ir 5,8 km.

Neparasta Merkura reljefa detaļa ir eskarpums (2-3 km augsta dzega, kas atdala divas kopumā neatšķiras zonas). Šādu klinšu garums ir no simtiem līdz pustūkstotim kilometru. Šī ir Discovery karpa. Lokas veidojās, kad dzīvsudrabs tika saspiests, izraisot atsevišķu tā garozas daļu nobīdes un slīdēšanu. Līdzīga parādība uz Mēness nav novērota.

Dzīvsudraba virsmai, tāpat kā Mēness virsmai, nav spilgtas krāsas. Neskatoties uz Mēness un Merkura reljefa un regolīta līdzību, pēdējā virsma ir ļoti unikāla. Visa redzamā Mēness puse ir klāta ar milzīgām zemienēm - “jūrām”. Un Mariner-10 izpētītajā Merkūrija pusē vispār nav jūru (tas ir, ir līdzenumi vai “baseini”). Šajā ziņā tas drīzāk atgādina Mēness tālāko pusi. Šeit vienīgais veidojums, kas neskaidri atgādina lielu Mēness krātera jūru, ir Caloris Planitia baseins ("Siltuma jūra" vai "Siltuma jūra"), kura daļa atradās Mariner-10 misijas laikā pats terminators (uz dienas-nakts robežas). Caloris Planitia attēlu mozaīka.

Mēness (pa kreisi) un Merkurs atrodas vienā mērogā. Šo divu debess ķermeņu virsmas ir līdzīgas. Mercury attēls tika izveidots, apstrādājot mozaīku ar simtiem attēlu, kas uzņemti ar Mariner-10 videokameru 1974.-1975.gadā. Mēness puse, kas vērsta pret Zemi, ir klāta ar daudzām Mēness "jūrām" - sacietējušas lavas līdzenumiem, kas izcēlās Mēness virsmas veidošanās laikā (apmēram pirms 3,9 miljardiem gadu). Neskatoties uz šo ķermeņu virsmu līdzību, Mariner-10 neatrada šādas “jūras” uz Merkura virsmas.

Izrādījās, ka Caloris Planitia nav lielākais Mercury baseins. Šāda veida milzu veidojums atrodas planētas “nezināmajā” pusē. 30 gadu laikā, kopš apmeklēja Mariner 10, astronomija ir tik daudz progresējusi, ka Merkura virsmu var pētīt uz zemes izvietotos astronomiskos novērojumos. Lielu lomu tajā spēlēja divi jauninājumi: CCD starojuma uztvērēji (ar lādiņu savienotas ierīces) un datoru informācijas apstrādes rīki. Turklāt zinātnieki tagad drosmīgi risina problēmas, kas vēl nesen šķita tikpat bezcerīgas kā Merkura kartēšana ar zemes līdzekļiem.

Noliksim malā nelielu aprakstu par planētas nezināmo pusi, lai pastāstītu, kā mums tas viss izdevās. Uz zemes bāzēti dzīvsudraba novērojumi, izmantojot “klasiskās” metodes, salīdzinot ar citu Saules sistēmas ķermeņu izpēti, ir pakļauti daudziem citiem ierobežojumiem. Tā kā novērojumi tiek veikti astronomiskā krēslā vai pat pret dienas debesīm, tuvu infrasarkano staru viļņu garumi bieži tiek izmantoti, lai uzlabotu signāla un trokšņa attiecību, jo Skaidru debesu spilgtums samazinās, palielinoties viļņa garumam, piemēram, -4. Novērošanas laiks krēslā reti pārsniedz 20-30 minūtes, un planēta neatrodas augstu virs horizonta, kad ievērojama gaisa masa gar redzamības līniju vēl vairāk sarežģī uzdevumu. Vairāk vai mazāk produktīva Merkura izpēte ir iespējama tikai kalnu observatorijās zemos platuma grādos. Taču pie tehnisko iespēju robežas joprojām ir iespējams iegūt planētas attēlus ar pietiekamu izšķirtspēju, izmantojot uz zemes bāzētus tehniskos un analītiskos līdzekļus. Runājot par attēla kvalitātes uzlabošanu, galvenā ideja bija izmantot ļoti īsu, milisekundes ekspozīciju. Viena no pirmajām plašajām Mercury novērojumu sērijām ar CCD uztvērējiem 1995.-2002.gadā. veica J. Warell observatorijā uz salas. La Palma (Kanāriju salas) ar pusmetru saules teleskopu. Ekspozīcijas diapazons bija no 25 līdz 300 ms. Varels izmantoja vienas visveiksmīgākās elektroniskās fotogrāfijas, tās tālāk nekombinējot. Protams, tie ir zemāki par attēliem, kas iegūti, kopīgi apstrādājot lielus elektronisko fotogrāfiju masīvus.

Jau minēto teleskopa izšķirtspēju nosaka viļņa garuma attiecība pret tā diametru - teorētiskā difrakcijas robeža, kurai pie zaļās gaismas viļņa garuma, piemēram, 550 nm, pusotra metra teleskopam vajadzētu būt aptuveni 0,1 loka sekundes. Bet tipiskā reālā izšķirtspēja izrādās 9-15 reizes sliktāka par difrakcijas robežu. To nosaka galvenokārt zemes atmosfēras turbulence un tas ir atkarīgs no novērošanas vietas, diennakts laika, aerosola komponentes blīvuma (migla, mākoņi) un, protams, objekta zenīta attāluma. Īsās ekspozīcijas metodes ideja ir tāda, ka ierīce izmanto momentānu atmosfēras iztīrīšanu, kad attēls ir skaidrs un tam nav laika izplūdināt. Bet tas nav tik vienkārši. Atmosfēru var iedomāties kā nejauši izveidotu neregulāras formas vāji refrakcijas lēcu kopumu, kas parādās un pazūd, izkropļojot ienākošā gaismas viļņa priekšpusi. Kad astronomi saņēma debess ķermeņu fotogrāfijas uz fotoplāksnēm, ekspozīcijas laikā šis debesu scenārijs mainījās desmitiem reižu, un katrs vētraina attēla punkts spēja izgaismot tūkstošiem fotoemulsijas graudu, padarot attēlu izplūdušu. Raksturīgais laiks, kurā mainās momentānās atmosfēras optiskās īpašības, reti ir mazāks par 15-20 ms. Ja ekspozīcija ir īsa, piemēram, 3 milisekundes, būs dažas "labas" fotogrāfijas, lai gan to nebūs daudz. Ekspozīcijas samazināšana nenovērš gaisa lēcu nelīdzenumu radītos kropļojumus, taču ievērojami samazina attēla izplūšanu un ļauj pietuvoties difrakcijas robežai. Kad esat uzkrājis ievērojamu skaitu attēlu, no tiem varat atlasīt attēlus ar vismazākajiem kropļojumiem, kas piemēroti turpmākai apstrādei. Šī ir ļoti darbietilpīga darbība, īpaši ņemot vērā to, ka Mercury attēla faktiskais izmērs parasti ir tikai 0,2 līdz 0,5 mm.

Neskatoties uz visu īsās ekspozīcijas metodes pamatidejas pārliecinošumu, to nebija iespējams īstenot ar fotogrāfiskām emulsijām: reālos novērošanas apstākļos emulsiju zemā fotosensitivitāte prasīja minimālu ekspozīciju simtiem milisekundēs vai pat sekundē. Īsas ekspozīcijas kļuva iespējamas tikai līdz ar jaunu attēlu detektoru - CCD parādīšanos, kuru kvantu efektivitāte sasniedz 80% vai vairāk. Interesanti atzīmēt, ka salīdzinoši maziem teleskopiem (diametrs 1-2 m) ir noteiktas priekšrocības īsai ekspozīcijai, jo aptver mazāk atmosfēras “lēcas”, bet tomēr savāc pietiekami daudz gaismas. Tomēr fotonu skaits uz pikseļa vienību (attēla elementu), izmantojot augstas izšķirtspējas CCD, vienmēr ir ierobežots un pakļauts ievērojamām svārstībām. Tāpēc labu rezultātu var iegūt tikai pēc tam kopīgi apstrādājot daudzus simtus un pat tūkstošus elektronisku attēlu. Un pieejamais dzīvsudraba novērošanas laiks ir tik ierobežots, ka vajadzīgā tilpuma eksperimentālo materiālu var iegūt tikai uz pietiekami liela instrumenta, kad kopējais ekspozīcijas laiks ir tikai neliela daļa no kopējā novērošanas laika. Ļoti labvēlīgos atmosfēras apstākļos līdz 25% attēlu ir salīdzinoši skaidri.

Novērošanas rezultāti ir kritiski atkarīgi no atmosfēras stāvokļa, taču tos var raksturot tikai pēc apstrādes pabeigšanas. Aprakstītais darbs sākās ar lieliem panākumiem mūsu izmēģinājuma novērojumos. 2001. gada 3. novembrī Džordžijas Republikas Abastumani astrofizikas observatorijā (41°45'N, 42°50'E) dzīvsudrabs tika novērots, izmantojot jaunu CCD kameru, kas uzstādīta uz teleskopa ar diametru 1,25 m. planētas rīta pagarinājums. Planētas novietojums principā ļāva novērot sektoru, ko fotografēja Mariner-10 1974. gadā. Visu nakti lija stiprs lietus, bet rītausmā mākoņi pašķīrās, un ar pilnīgu mieru bija iespējams iegūt attēlu sēriju. tuvs infrasarkanais diapazons no 700 līdz 950 nm. Pēc visa iegūtā attēlu masīva apstrādes, izmantojot korelācijas sakraušanas metodes, tika izveidots planētas attēls, kurā bija līdzīgas detaļas kā Mariner-10 fotomozaīkai. Turklāt iegūtajā attēlā atkārtojās mazu veidojumu kontūras, kuru garums ir 150–200 km. Pēc detalizētas rezultātu analīzes šaubu vairs nebija: pateicoties īsai ekspozīcijai un neparastai īslaicīgai atmosfēras attīrīšanai, bija iespējams iegūt tādas skaidrības kombinētus attēlus, kas atbilst instrumenta difrakcijas robežai ( att. augstāk). Pēc tam šādi labvēlīgi atmosfēras apstākļi radās reti; kā likums, bija nepieciešams savākt 5-10 tūkstošus veiksmīgu attēlu turpmākai attēlu sintēzei.

Korelācijas kombinācija

Planētas oriģinālo milisekundes elektronisko fotogrāfiju apstrāde ir ļoti darbietilpīga un laikietilpīga. Tas tiek veikts, izmantojot īpašas datorprogrammas, izmantojot korelācijas saskaņošanas metodi, un līdztekus “izplūdušās maskas” operācijām un dažiem matemātiskajiem paņēmieniem ir nepieciešams izvēlēties tā saukto pilotfailu, kas parasti jāveic manuāli. Pilotfails jeb paraugs ir visveiksmīgākais, pēc procesora domām, attēls, kas lielā mērā nosaka sasniegtā līdzinājuma rezultātu. Pilotdatņu uzskaitīšana ievērojami palielina apstrādes sarežģītību, jo rezultāts kļūst redzams tikai pēdējos apstrādes posmos. Izmēģinājuma failam jābūt vismazāk izkropļotajam attēlam no sākotnējā novērojuma materiāla. Tālāk apstrādes programmas analizē parauga saturu, atrod tajā dažas detaļas un meklē šo gandrīz nemanāmo detaļu atkārtojumus tūkstošiem citu elektronisko attēlu. Ja, balstoties uz pieredzi, pilotfaila formu un pozīciju joprojām var novērtēt, tad smalko detaļu realitātes novērtējums atrodas kaut kur starp attēlu un iztēli. Šī darba gaitā tika izveidotas vairākas automātiskās apstrādes programmas. Diemžēl automātiskās programmas efektivitāte ir ievērojami zemāka par korelācijas saskaņošanu ar manuālo atlasi.

Attēla fragmenta, kas sintezēts no Merkura novērojumiem uz zemes, salīdzinājums ar Mariner-10 foto karti

Katrs attēla punkts ir aprakstīts ar zināmu matemātisku intensitātes sadalījuma funkciju, kas centrālajā daļā pakāpeniski samazinās no centra. Parasti "punkts" tiek attēlots ar šīs funkcijas platumu 0,7 vai 0,5 maksimums. Ja bija iespējams iegūt daudzus tūkstošus oriģinālu elektronisku attēlu, tos apstrādājot, varat izmantot zināmās nejaušo mainīgo statistikas īpašības un atlasīt “punktu” līmenī, piemēram, 0,9 maksimums. Tad izšķirtspēja ievērojami uzlabosies. Ir arī citas metodes, taču visdrošākā joprojām ir manuāla izvēle.

Pēc pirmās apstrādes daļas, neskatoties uz visiem paņēmieniem, attēls paliek izplūdis. Astronomi jau sen ir atraduši veidu, kā uzlabot attēlus, izmantojot izplūdušās maskas metodi. Lai to izdarītu, fotogrāfisko emulsiju laikos no iegūtā attēla tika izveidots nedaudz defokusēts negatīvs. Pēc tam oriģinālā fotogrāfija tika atkārtoti uzņemta caur to. Tādējādi tika novērstas lielas, izplūdušas detaļas, un sīko detaļu smalko struktūru varēja izcelt līdz pat trokšņu līmenim. Mūsdienās šī funkcija ir iebūvēta daudzās digitālajās kamerās. “Izplūdušā maska” (matemātiskā modeļa veidā) darbojas arī mūsu apstrādes programmās, taču šim rīkam ir abpusēji šķautne. Rezultāts ir atkarīgs no elementa izmēra izvēles. Ja tas ir mazs, visas zemās telpiskās frekvences tiks zaudētas un attēls būs vienmērīgi pelēks; piemēram, Mēness attēls attēlā. 67. lappusē kļūs “akls”. Un otrādi, ja izplūdušās maskas izmērs ir liels, visas smalkās detaļas pazudīs.

Pastāvīgā Merkura nezināmās daļas attēlu sintezēšanas problēma joprojām ir atklāto reljefa detaļu realitātes pierādījums. Mariner-10 apsekojums aptvēra aptuveni meridionālus segmentus, 120-190°W. un 0-50°W Šiem garuma grādiem apstiprinājumu jaunu attēlu detaļu realitātei var iegūt, salīdzinot iegūtos attēlus ar fotoattēlu karti. Bet citos gadījumos realitātes pierādījums var būt tikai detaļu atkārtojamība neatkarīgi veiktos novērojumos. Garuma reģionā 210-350° R. Merkura virsma nebija zināma, tāpēc vienīgais detaļu realitātes kritērijs bija to klātbūtne vairākos attēlos, kas sintezēti no neatkarīgām sākotnējām elektronisko fotogrāfiju grupām.

Garuma reģionā 210-350°W

Dzīvsudraba novērojumi tika veikti dažādās observatorijās, taču vienmēr izmantojot īsas ekspozīcijas metodi. Attēls (attēls augšpusē pa labi) tika izveidots, apstrādājot 2002. gada 1.–2. maijā Heraklionas Universitātes Skinakas observatorijā (Krēta, Grieķija, 24°54'N, 35°) veikto vakara pagarinājuma novērojumu rezultātus. 13'E. d.). Novērojumi tika veikti gandrīz infrasarkanajā diapazonā, 690-940 nm, izmantojot teleskopu ar diametru 1,29 m un CCD kameru ar pikseļu izmēru 7,4x7,4 μm. Planētas disks no 2002. gada 1. līdz 2. maijam bija redzams 7,75 loka sekundu leņķī, ar lineāro izmēru 0,37 mm teleskopa fokusa plaknē un atbilda tikai 50 līnijām uz CCD matricas. 2. maijā Merkura fāze bija 97°. Tika izmantota īsa ekspozīcija, galvenokārt 1 ms.

Attēlā virs centra uz terminatora izceļas liels tumšs plankums. Šis ir lielākais Mercury baseins. Novērojumu apstrādes gaitā autore šim veidojumam izmantoja darba nosaukumu - “Skinakas baseins” (nosaukts observatorijas vārdā, kurā iegūts izejmateriāls), nemaz nepretendējot uz tā leģitimizāciju. (Kā zināms, Starptautiskā Astronomijas savienība visiem objektiem uz Merkura virsmas piešķir rakstnieku, komponistu, mākslinieku u.c. vārdus). Tomēr nosaukums "Skinakas baseins" (jeb "Skinakas jūra", vai "S baseins") sāka pieminēt vairākās konferencēs un dažos rakstos. S baseins ir lielākais veidojums garuma reģionā 210-290°W. - tā struktūra vairāk atgādina dažus no lielākajiem veidojumiem Mēness tālākajā pusē. Šķiet, ka baseins ir ļoti vecs (iespējams, vecākais) dzīvsudraba objekts ar stipri erodētām grēdām, kuras faktiski izveidojušas citu, mazāku baseinu robežas. Šķiet, ka Skinakas baseina struktūra ir līdzīga Caloris Planitia reģiona virsmai, kas zināma no Mariner-10 apsekojuma, un kas, visticamāk, ir trieciena izcelsme. Attēlā Zemāk ir Skinakas baseina skats no 2003. gada. Pilnīga baseina skata tolaik vēl nebija, tāpēc attēla labā (austrumu) daļa ir balstīta uz mūsu novērojumu pirmajām publikācijām 2002. gadā, un kreisā ( rietumu) daļa tika ņemta no līdzīgām publikācijām (Dantowitz, et al., 2000; Baumgardner, et al., 2000, Astron J., 2000), kur tā savulaik tika prezentēta fragmentāri. Skinakas baseina iekšpuses diametrs ir aptuveni 25° (1060 km). Redzamās ārējās vārpstas diametrs ir divreiz lielāks. Centrs atrodas aptuveni 8°Z, 275°W. Skinakas baseina iekšējai šahtai ir vairāk vai mazāk regulāra forma. Attēlā ir salīdzināts Skinakas baseina izmērs un Caloris Planitia līdzenums, kuram ir arī dubultā vārpsta. Joslas ir parādītas tādā pašā mērogā. Skinakas baseina diametrs ir 1,5 reizes lielāks nekā Caloris Planitia. Kā jau minēts, neskaidras maskas darbībai ir nepieciešama kompromisa izvēle. Tāpēc faktiskais baseina zonas tonis ir tumšāks nekā attēlā. Gar tās perifēriju ir sekundāri veidojumi; daži no tiem ir apspriesti tālāk.

Turpmākajos gados tika veiktas jaunas novērojumu sērijas; Atkal tika izmantoti Abastumani observatorijas un Skinakas observatorijas teleskopi. Vismodernākie attēli tika iegūti tikai 4 gadus vēlāk, pamatojoties uz novērojumiem 2006. gada novembrī Krievijas Zinātņu akadēmijas Speciālās astrofizikas observatorijā (Ņižņijarhiza, Karačaja-Čerkesija, 43°39'11"N, 41°26 '29"E .,), un atkal pateicoties labvēlīgajiem laikapstākļiem. SAO observatorijas priekšrocība attiecībā uz Merkura novērojumiem ir tās lielais augstums (2100 m) un salīdzinoši zemais platums. Viens no galvenajiem jauno novērojumu mērķiem bija iegūt vispārēju skatu uz Skinakas baseinu, kas tajā laikā atradās planētas apgaismotajā pusē. Pēdējos gados sasniegtais progress ļāva mums cerēt uz attēla izšķirtspējas pieaugumu.

Izmantojot īsu ekspozīciju metodi laika posmā no 2006. gada 20. līdz 24. novembrim, bija iespējams iegūt vairāk nekā 20 tūkstošus planētas elektronisku attēlu rīta pagarinājumā zem “labajām debesīm”, kā saka astronomi. Dzīvsudraba fāzes leņķis svārstījās no 103° līdz 80°, novēroto planetocentrisko garumu apgabals bija 260-350° W. Novērojumi tika veikti ar CCD kameru Zeiss-1000 teleskopā gandrīz infrasarkanajā diapazonā. Planētas disks bija redzams 6 līdz 7 leņķī no loka. Apstrādājot lielu ar milisekundes ekspozīciju iegūto attēlu masīvu, bija iespējams iegūt diezgan skaidru sintezētu Merkura virsmas sektora attēlu 260-350°W. Bez Skinakas baseina sintezētajos attēlos izcelti arī vairāki lieli dažāda vecuma triecienkrāteri, kā arī mazāki veidojumi. Iegūtā maksimālā izšķirtspēja nav sliktāka par instrumenta formālo difrakcijas izšķirtspēju, apmēram 80-100 km uz dzīvsudraba virsmas. Tāpat kā 2001. gada novērojumos, labi attēli parādījās, kad bija krasas laika apstākļu izmaiņas (sniega vētras pārtraukšana).

Sākotnējie novērojumu apstrādes rezultāti ir parādīti attēlā. augšējais kreisais. Šeit jūs varat redzēt, kā Skinakas baseina stāvoklis un apgaismojums mainījās piecu dienu laikā. Kreisās daļas (a) attēlo planētas fāzes norādītajos datumos, labās daļas (b) fāzes ir parādītas uz planētas globusa. Novērojumiem vislabvēlīgākie laikapstākļi bija 2006. gada 20. un 21. novembrī. Tajā pašā laikā arī apgaismojums bija vislabvēlīgākais: Saule atradās zemu virs baseina horizonta, un ēnas uzsvēra tās reljefu. Vidējā fotoattēlā ir izcelts viss baseins (2006. gada 21. novembris). Izņemot baseinu, visās fāzēs, kas parādītas aptuveni gar 310° W meridiānu. jau minētie spožākie krāteri ir iegareni. Spilgtākā no tām ir planētas ziemeļu daļā, aptuveni 65°N, 330°R.

Pirmais pārsteigums bija liela, tumša īsta Mēness tipa krātera “jūra”, kas tika atklāta ekstremitātē uz dienvidiem no ekvatora. Gar ekstremitāti no ziemeļpola līdz tumšajai jūrai stiepjas virkne gaišu krāteru. Fotogrāfijās Merkura izskats mainās katru dienu, kas izskaidrojams ar tā straujo orbitālo kustību. Bet ne tikai. Kā labi zināms no Mēness novērojumiem, debess ķermeņa bezatmosfēras izskats ātri mainās, izejot cauri kvadratūrai tā sauktā opozīcijas efekta dēļ. Bija interesanti redzēt, kā šajā labvēlīgajā fāzē tika pārveidots pētāmās planētas izskats. Dzīvsudraba fāzes ir daudz sarežģītākas nekā Mēness, jo tā atrašanās vieta, atšķirībā no pēdējā, nav fiksēta un principā visas planētas puses ir pieejamas novērojumiem jebkurā fāzē. Vidēji Merkura virsma attiecībā pret zemes novērotāju nobīdās par 5° dienā. Bet šī īpašība nepaliek nemainīga: orbītas lielās ekscentricitātes dēļ dažās tās daļās rotācija apsteidz planētas rotāciju, un ikdienas virsmas kustība attiecībā pret Sauli apstājas un pat atgriežas atpakaļ. Šajā laikā no Merkura terminatora varēja novērot dīvainu secību: austrumos saullēkts un drīz saulriets, atkal saullēkts, un tad viss atkārtojas apgrieztā secībā rietumos.

Visas detaļas ir labāk redzamas kombinētajā att. iepriekš, kur apstrādē tika iekļauti aptuveni 7800 oriģinālie elektroniskie attēli, lai sintezētu attēla kreiso pusi. Pelēkajā lodziņā kreisajā pusē ir attēlots režģis, un Skinakas baseins ir apvilkts, ļaujot salīdzināt atkārtotās baseina austrumu kontūras. Baseina lauku klāj vairāk vai mazāk regulāras formas šahta. Meridionālā virzienā tā garums ir 1300 km. Interesanti, ka pēc izmēra baseina iekšējā daļa ir 1,5 reizes lielāka par lielāko Mēness lietus jūru, bet ārējai daļai ir Mēness Vētru okeāna mērogs. Atšķirībā no Skinakas baseina un Caloris Planitia, Mare Immobilis virsma ir lavas lauks, kura veidošanās aizsākās senajā globālās lavas izliešanas uz Mēness laikmetā. Skinakas baseina ārējās šahtas diametrs - aptuveni 0,5 no visas planētas diametra - padara to par vienu no lielākajām krāteru jūrām uz Zemes grupas planētām. Ārējās šahtas neregulāro formu, kas ir samērā regulāra austrumu pusē, ziemeļos traucē objekts, kura centrs ir 30°Z, 280°R, un dienvidos plašs mazāk tumšs laukums, kas atrodas starp 255. 280 °w.d. un sasniedz 30°S.

Meridiāns, pa kuru terminators iet abās figūras pusēs, ir vienāds, aptuveni 270 ° W. Šeit, 45-50°S platuma grādos, atrodas cita tumša baseina centrs, kura diametrs ir aptuveni 700 km, un tas atkārtojas abās raksta pusēs. Spilgts krāteris 65°Z, 330°W. diametrs ir 90-100 km; No ziemeļiem un dienvidiem tai piekļaujas lineāras struktūras, kuru garums ir 400-500 km. Šāda veida izmešana no trieciena krātera, iespējams, ir saistīta ar triecienelementa tangenciālo trajektoriju. Attēla ierobežotā izšķirtspēja neļauj droši spriest par tā detaļām; varbūt pats krāteris atrodas paplašinātā gaišā zonā.

Kā jau minēts, attēla detaļu izcelšana, apstrādājot avota attēlus, notiek uz zemu telpisko frekvenču rēķina. Citiem vārdiem sakot, attēlā ir izslēgti ļoti tumši vai gaiši paplašināto laukumu nokrāsas, kas ļauj izcelt citas detaļas, piemēram, vidēja un liela izmēra trieciena krāterus. Starp tiem visievērojamākais ir piecstūrains 750 kilometru krāteris, kura centrs ir 32°S, 260°W. un 650 kilometrus garš krāteris, kas tam blakus no ziemeļiem (att. augšā pa labi). Ir atrasti daudzi šādi krāteri.

Noslēgumā tiek parādīts veiksmīgākais sektora attēls 270-350°W, kas iegūts, izmantojot iepriekš apskatītās metodes, ar rūpīgu attēlu atlasi, kas uzņemti vislabākās skaidrības brīžos (att. pa labi). Izšķirtspēja ir 60-70 km uz punktu. Šeit tiek nomāktas zemas telpiskās frekvences. Attēli a un b atšķiras tikai kontrasta līmenī. Kopā ar “klasiskajiem” trieciena krāteriem, izgrūdumiem un stariem attēlā ir elementi, kas iepriekš nav redzēti uz citām planētām. Pirmkārt, tās ir četras vai piecas pelēkas svītras, 250 km platas un līdz 2000 km garas. Svītras kaut kādā veidā ir saistītas ar lieliem krāteriem, taču to raksturs joprojām ir neskaidrs. Pats attēls ir diezgan salīdzināms ar attēliem no kosmosa kuģiem, taču ir nesalīdzināmi lētāks. Zvaigžņu astronomi jau tagad nopietni uzskata plankumu metodi (pazīstama arī kā īsās ekspozīcijas metode) par nopietnu konkurentu ļoti dārgiem kosmosa pētījumiem.

Garuma reģionā 210-350°W. Merkura virsma nebija zināma. Jau minēts, ka detaļu realitātes kritērijs palika to klātbūtne vairākos neatkarīgos attēlos. Iepriekš minētie jaunie planētas virsmas attēli aptver gandrīz visu planētas virsmas daļu, kuru Mariner-10 kamera neuztvēra, un izpētītais sektors bija 260-350 ° W. ir interesantāka topogrāfija, salīdzinot ar iepriekš kartētajiem salīdzinoši gludajiem apgabaliem. Ja Skinakas baseina izcelsme bija līdzīga Mēness baseinam, tad paliek neskaidrs, kāpēc tā robežas tik krasi atšķiras no Mēness lavas jūru skaidrajām aprisēm. Triecienelementu relatīvie ātrumi dzīvsudraba orbītā bija gandrīz 1,6 reizes lielāki nekā Zemes/Mēness orbītā, un trieciena enerģija bija 2,5 reizes lielāka. Tāpēc varētu sagaidīt, ka Skinakas baseinam un citiem lieliem tumšiem elementiem būs tādas pašas asas kontūras kā Mēness baseiniem, un Caloris Planitia baseins ir izņēmums. Bet nez kāpēc tādu robežu nav.

Iegūtie attēli, kā arī fotogrāfijas, kas uzņemtas ar kosmosa kuģu kamerām, norāda uz Merkura virsmas notikumu pazīmes maksimālās meteorīta bombardēšanas periodā. Zināmā mērā šīs pazīmes var būt saistītas ar šī debess ķermeņa garozas sastāvu un, iespējams, struktūru. Tajā pašā laikā dzīvsudraba attēli atgriež zinātniekus pie ilgstoša un neatrisināta jautājuma: kāpēc paplašināti reljefa elementi, piemēram, Mēness “jūras” vai Zemes okeāni, ir asimetriski sadalīti pa planētu ķermeņu virsmu un savākti vienā pusē. ? Kā zināms, tāda pati neizskaidrojama asimetrija ir novērojama arī uz citām sauszemes planētām. Tas atrodas arī uz daudziem milzu planētu satelītiem, nevis tikai uz Mēness. Acīmredzot to pašu var novērot uz Merkura virsmas. Paplašināti reljefa elementi, piemēram, Skinakas baseins un citi tumšie baseini, ir skaidri asimetriski izkliedēti pa planētu, un tie koncentrējas galvenokārt garuma apgabalā 250-330°W Mēness reljefa asimetrijas izcelsmei ir dažas pazīmes, bet uz Merkura un citu planētu reljefu Tās nepieder pie zemes grupas. Kas slēpjas aiz šīs asimetrijas?

Saules “kaimiņos”, ko pārpludina žilbinoši spilgtas gaismas straumes, kustas planēta Merkurs. Planētas šķietamais leņķiskais attālums no centrālās zvaigznes nekad nepārsniedz 28 grādus, tāpēc Merkuru ir ļoti grūti novērot. Lielāko daļu laika tas ir burtiski aprakts dienasgaismas staros un tikai īsu brīdi parādās uz zelta rīta rītausmas fona vai vakara saulrieta mirdzumā.

Visi novērotāji, sākot ar slaveno itāļu astronomu Džovanni Skjaparelli, kurš 19. gadsimta beigās pētīja Merkuru, nemainīgi norādīja uz vienu iezīmi: planēta griežas ap savu asi un riņķo ap Sauli tajā pašā laika posmā, kas vienāds ar 88 Zemi. dienas. Šķiet, ka par to liecina plankumu atrašanās vietas skices uz planētas diska. Izrādījās, ka Merkurs vienmēr ir vērsts pret Sauli ar vienu pusi. Un ja tā, tad vienā puslodē vajadzētu būt mūžīgajai dienai, bet otrā - mūžīgajai naktij. Zinātnieki skaidroja planētas rotācijas sinhronitāti ar Saules paisuma un paisuma bremzēšanu un kā skaidru piemēru norādīja uz Mēnesi, pagrieza vienu pusi pret Zemi.

20. gadsimta otrajā pusē ideja par Merkura rotācijas būtību bija pilnībā jāpārskata. To veicināja straujā radiofizikālo pētījumu metožu attīstība. Precīzi dati par planētas rotāciju tika iegūti, analizējot radara sesijas.

1965. gadā amerikāņu astronomi, izmantojot milzu 305 metru radioteleskopu Aresibo (Puertoriko), izmantojot radara metodi, noteica Merkura aksiālās rotācijas periodu 2/3 no orbītas ilguma. Zemes Saules dienās tas ir 58,6457. Tas faktiski ir Merkura rotācijas periods ap savu asi attiecībā pret tālām zvaigznēm. Tāpēc uz Merkura nevar būt ne mūžīgas dienas, ne mūžīgas nakts. Pie šāda rotācijas ātruma viena Saules diena ir vienāda ar gandrīz 176 (175,9371) Zemes dienām jeb diviem Merkura gadiem (87,96855 2 = 175,9371). Citiem vārdiem sakot, dienas un naktis uz Merkura ilgst veselu gadu! Perihēlijā – Saulei vistuvākajā orbītas punktā – Merkura apgaismotās puslodes vidus uzsilst līdz 467°C. Un nakts pusē valda stindzinošs aukstums: temperatūra var pazemināties līdz -183°C.

Lielo planētu ģimenē Merkurs ir diezgan pieticīgs. Tā diametrs ir 2,61 reizi mazāks par Zemes diametru. Līdz ar to planēta pēc tilpuma ir 17,8 reizes mazāka nekā Zeme (2,61·2,61·2,61 = 17,8). Tajā pašā laikā planēta ir 18,1 reizi mazāk masīva nekā Zeme. Izrādās, ka dzīvsudraba vidējais blīvums ir gandrīz vienāds ar Zemes blīvumu - tas ir 5,43 g/cm 3 (Zemei tas ir 5,52 g/cm 3). Un tas ir laikā, kad planētas iekšpuse netiek piedzīvota spēcīga saspiešana! Tādējādi dzīvsudrabs pēc mūsu Zemes ir blīvākā planēta.

Daži pētnieki uzskata, ka Merkurs ir unikāla raktuvju planēta, kuras masas 60% ir dzelzs. Tās masīvo dzelzs kodolu ieskauj salīdzinoši plāns silikāta apvalks ar spēcīgām sazarotām rūdu saturošām vēnām, kas stiepjas tieši uz virsmu. Pilnīgi iespējams, ka dienas laikā uz Merkura virsmas, ko sadedzina tuvējās Saules ugunīgā elpa, veidojas izkausētu metālu (alvas, svina, cinka) “ezeri”, kas līdzīgi izvirdušai vulkāniskajai lavai.

Amerikāņu kosmosa kuģis Mariner 10 (1974) nosūtīja uz Zemi aptuveni 3000 planētas virsmas attēlu ar izšķirtspēju līdz 50 m.

Dzīvsudraba attēlu salīdzināšana ar Mēness attēliem parāda to lielo līdzību. Dzīvsudraba virsmu klāj arī daudzi trieciena krāteri, un Merkura ainavu var viegli sajaukt ar Mēness ainavu. Taču, rūpīgi izpētot attēlus, var atrast atšķirības: lieli krāteri uz Merkūrija ir sastopami retāk nekā uz Mēness. Lielākais krāteris uz Merkura ir nosaukts izcilā vācu komponista Bēthovena vārdā. Tā diametrs sasniedz 625 km!

Nākamā svarīgā atšķirība starp Merkura un Mēness kalnainajām ainavām ir daudzu robainu nogāžu klātbūtne uz Merkura, kas stiepjas simtiem kilometru. To struktūras izpēte parādīja, ka tās veidojušās planētas attīstības agrīnajā periodā globālās garozas saspiešanas rezultātā. Labi saglabājušos lielo krāteru klātbūtne uz Merkura virsmas liecina, ka pēdējo 3–4 miljardu gadu laikā nav notikusi liela mēroga garozas posmu kustība un nav notikusi virsmas erozija. Pēdējais apstāklis ​​gandrīz pilnībā izslēdz jebkādas nozīmīgas atmosfēras pastāvēšanu Merkura vēsturē.

Dzīvsudraba virsmas fotogrāfijās ir redzami arī vairāki salīdzinoši gludi lieli līdzenumi, kas acīmredzami ir daudz jaunāki par smagiem krāteriem bagātajiem apgabaliem. Plašākais līdzenums ir Siltuma jūra jeb Siltuma jūra, kuras diametrs sasniedz 1300 km; tas atrodas planētas ekvatoriālajā zonā. Jūs skatāties uz to un neviļus atceraties Mēness lietus jūru. Abas radušās gigantisku katastrofu – sadursmju ar asteroīdu ķermeņiem – rezultātā.

Izmantojot jutīgu magnetometru, kas uzstādīts uz Mariner 10, netālu no Merkura tika atklāts dipola magnētiskais lauks, kas vērsts aptuveni pa planētas rotācijas asi. Bet šī lauka intensitāte uz Merkura virsmas nesasniedz pat 1% no Zemes magnētiskā lauka intensitātes. Tomēr Merkura magnētiskais lauks ir daudz spēcīgāks nekā Venēras vai Marsa magnētiskais lauks.

Acīmredzot planētas iekšienē ir nepieciešami apstākļi tās radīšanai.

Līdz ar to kosmosa pētījumu rezultātā tika noskaidrots, ka Merkurs ir paradoksāla planēta: ārēji un virsmas veidošanās vēstures ziņā līdzinās Mēnesim, un savā iekšējā struktūrā atklāj pārsteidzošas līdzības ar Zemi. Pat Merkura magnētiskais lauks ir līdzīgs Zemes magnētiskajam laukam.