Merkurius yta liknar kort sagt månen. Vidsträckta slätter och många kratrar tyder på att geologisk aktivitet på planeten upphörde för miljarder år sedan.
Ytmönster
Merkurius yta (bilden ges senare i artikeln), tagen av sonderna "Mariner-10" och "Messenger", såg ut som månen. Planeten är till stor del prickad med kratrar av olika storlekar. De minsta synliga i de mest detaljerade fotografierna av Mariner är flera hundra meter i diameter. Utrymmet mellan stora kratrar är relativt platt och består av slätter. Den liknar månens yta, men tar upp mycket mer plats. Liknande regioner omger Merkurius mest framträdande stötstruktur, bildad som ett resultat av en kollision, Zhara Plain Basin (Caloris Planitia). Vid mötet med Mariner 10 var bara hälften av den upplyst, och den öppnades helt av Messenger under sin första förbiflygning av planeten i januari 2008.
Craters
De vanligaste landformerna på planeten är kratrar. De täcker mycket av ytan. Merkurius. Planeten (bilden nedan) ser ut som månen vid första anblicken, men vid närmare granskning avslöjar de intressanta skillnader.
Mercurius gravitation är mer än dubbelt så stor som månens, delvis på grund av den höga tätheten hos dess enorma kärna av järn och svavel. Den starka gravitationen tenderar att hålla materialet som kastas ut från kratern nära nedslagsplatsen. Jämfört med månen föll den bara på 65 % av månens avstånd. Detta kan vara en av faktorerna som bidrog till bildandet av sekundära kratrar på planeten, bildade under påverkan av utstött material, i motsats till de primära som uppstod direkt från en kollision med en asteroid eller komet. Den högre gravitationen gör att de komplexa former och strukturer som är karakteristiska för stora kratrar - centrala toppar, branta sluttningar och en platt bas - observeras på Merkurius vid mindre kratrar (minsta diameter ca 10 km) än på Månen (ca 19 km). Strukturer som är mindre än dessa dimensioner har enkla skålliknande konturer. Merkurius kratrar skiljer sig från de på Mars, även om de två planeterna har jämförbar gravitation. Färska kratrar på den första är vanligtvis djupare än jämförbara formationer på den andra. Detta kan bero på det låga innehållet av flyktiga ämnen i Merkurius skorpa eller högre anslagshastigheter (eftersom hastigheten för ett objekt i solens omloppsbana ökar när det närmar sig solen).
Kratrar som är större än 100 km i diameter börjar närma sig den ovala formen som är karakteristisk för sådanastora formationer. Dessa strukturer - polycykliska bassänger - är 300 km eller mer stora och är resultatet av de kraftigaste kollisioner. Flera dussin av dem hittades på den fotograferade delen av planeten. Messenger-bilder och laserhöjdmätningar har bidragit mycket till att förstå dessa kvarvarande ärr från de tidiga asteroidbombardementen av Merkurius.
Zhara Plain
Denna stötstruktur sträcker sig över 1550 km. När det först upptäcktes av Mariner 10, trodde man att dess storlek var mycket mindre. Objektets inre är släta slätter täckta med vikta och brutna koncentriska cirklar. De största sträckorna sträcker sig över flera hundra kilometer långa, cirka 3 km breda och mindre än 300 meter höga. Mer än 200 raster, jämförbara i storlek med kanterna, utgår från mitten av slätten; många av dem är fördjupningar som begränsas av fåror (grabens). Där graben korsar åsar tenderar de att passera genom dem, vilket indikerar deras senare formation.
Yttyper
Zhara Plain är omgiven av två typer av terräng - dess kant och relief bildad av kasserad sten. Kanten är en ring av oregelbundna bergsblock som når 3 km i höjd, vilket är de högsta bergen som finns på planeten, med relativt branta sluttningar mot mitten. Den andra mycket mindre ringen ligger 100-150 km från den första. Bakom de yttre sluttningarna finns en zon av linjärradiella åsar och dalar, delvis fyllda med slätter, av vilka några är prickade med talrika kullar och kullar flera hundra meter höga. Ursprunget till formationerna som utgör de breda ringarna runt Zhara-bassängen är kontroversiellt. En del av månens slätter bildades huvudsakligen som ett resultat av ejectas interaktion med den redan existerande yttopografin, och detta kan också vara sant för Merkurius. Men resultaten av Messenger tyder på att vulkanisk aktivitet spelade en betydande roll i deras bildande. Det finns inte bara få kratrar jämfört med Zhara-bassängen, vilket indikerar en lång period av slättbildning, utan de har andra egenskaper som är tydligare förknippade med vulkanism än vad som kunde ses i Mariner 10-bilderna. Kritiska bevis på vulkanism har kommit från Messenger-bilder som visar vulkaniska öppningar, många längs den yttre kanten av Zhara-slätten.
Radithlady Crater
Caloris är en av de yngsta stora polycykliska slätterna, åtminstone i den utforskade delen av Merkurius. Den bildades troligen samtidigt som den sista jättestrukturen på Månen, för cirka 3,9 miljarder år sedan. Messenger-bilderna avslöjade en annan mycket mindre nedslagskrater med en synlig inre ring som kan ha bildats mycket senare, kallad Raditlady Basin.
Konstig antipod
På andra sidan planeten, exakt 180° mittemot Zhara-slätten, liggeren fläck med konstigt förvrängd terräng. Forskare tolkar detta faktum genom att tala om deras samtidiga bildning genom att fokusera seismiska vågor från händelser som påverkade Merkurius antipodalyta. Den kuperade och kantade terrängen är en stor zon av högland, som är kuperade polygoner 5-10 km breda och upp till 1,5 km höga. Kratrarna som fanns tidigare förvandlades till kullar och sprickor genom seismiska processer, som ett resultat av vilka denna lättnad bildades. Några av dem hade en platt botten, men sedan ändrades dess form, vilket tyder på deras senare fyllning.
Plains
Slätten är den relativt plana eller svagt böljande ytan av Merkurius, Venus, Jorden och Mars, som finns överallt på dessa planeter. Det är en "duk" som landskapet utvecklades på. Slätterna är bevis på processen att bryta ner den ojämna terrängen och skapa ett tillplattat utrymme.
Det finns åtminstone tre sätt att "polera" som förmodligen har plattat till ytan på Merkurius.
Ett av sätten - att öka temperaturen - minskar barkens styrka och dess förmåga att hålla hög relief. Under miljontals år "sjunker bergen", kratrarnas botten kommer att stiga och Merkurius yta kommer att plana ut.
Den andra metoden innebär förflyttning av stenar mot lägre delar av terrängen under påverkan av gravitationen. Med tiden samlas sten i låglandet och fyller de högre nivåernanär dess volym ökar. så här beter sig lavaströmmar från planetens tarmar.
Det tredje sättet är att träffa fragment av stenar på ytan av Merkurius ovanifrån, vilket i slutändan leder till att den ojämna terrängen anpassas. Kraterutkastningar och vulkanaska är exempel på denna mekanism.
Vulkanaktivitet
Några bevis till förmån för hypotesen om inverkan av vulkanisk aktivitet på bildandet av många av slätterna som omger Zhara-bassängen har redan presenterats. Andra relativt unga slätter på Merkurius, särskilt synliga i områden upplysta i låga vinklar under den första förbiflygningen av Messenger, visar karakteristiska drag av vulkanism. Till exempel var flera gamla kratrar fyllda till bredden med lavaströmmar, liknande samma formationer på Månen och Mars. De utbredda slätterna på Merkurius är dock svårare att bedöma. Eftersom de är äldre är det tydligt att vulkaner och andra vulkaniska formationer kan ha eroderats eller på annat sätt kollapsat, vilket gör dem svåra att förklara. Det är viktigt att förstå dessa gamla slätter eftersom de troligen är ansvariga för försvinnandet av fler av kratrarna med en diameter på 10–30 km jämfört med Månen.
Escarps
Hundratals taggiga avsatser är de viktigaste landformerna av Merkurius, vilket gör att vi kan få en uppfattning om planetens inre struktur. Längden på dessa stenar varierar från tiotals till mer än tusentals kilometer, och höjden varierar från 100 m till 3 km. Om ensett uppifrån ser deras kanter ut som rundade eller taggiga. Det är tydligt att detta är resultatet av sprickbildning, när en del av jorden höjde sig och låg på det omgivande området. På jorden är sådana strukturer begränsade i volym och uppstår under lokal horisontell kompression i jordskorpan. Men hela den undersökta ytan av Merkurius är täckt av scarps, vilket betyder att planetens skorpa har minskat tidigare. Av antalet och geometrin hos scarps följer att planeten har minskat i diameter med 3 km.
Dessutom måste krympningen ha fortsatt till relativt nyligen i geologisk historia, eftersom vissa bränder har förändrat formen på välbevarade (och därför relativt unga) nedslagskratrar. Avmattningen av den initi alt höga hastigheten på planetens rotation av tidvattenkrafter producerade en kompression på Merkurius ekvatoriska breddgrader. De glob alt fördelade klipporna antyder dock en annan förklaring: sen mantelkylning, möjligen i kombination med stelningen av en del av den en gång helt smälta kärnan, ledde till kärnkompression och deformation av den kalla skorpan. Krympningen av Merkurius storlek när dess mantel svalnade borde ha resulterat i fler längsgående strukturer än vad som kan ses, vilket tyder på att sammandragningsprocessen är ofullständig.
Mercurius yta: vad är den gjord av?
Forskare försökte ta reda på planetens sammansättning genom att studera solljus som reflekteras från olika delar av den. En av skillnaderna mellan Merkurius och Månen, förutom att den förra är något mörkare, är att spektrumetdess ljusstyrka på ytan är mindre. Till exempel är haven på jordens satellit - släta utrymmen som är synliga för blotta ögat som stora mörka fläckar - mycket mörkare än höglandet prickade med kratrar, och Merkurius slätter är bara något mörkare. Färgskillnaderna på planeten är mindre uttalade, även om Messenger-bilderna tagna med en uppsättning färgfilter visade små mycket färgglada områden associerade med vulkanernas öppningar. Dessa egenskaper, plus det relativt oansenliga synliga och nära-infraröda spektrumet av reflekterat solljus, tyder på att Merkurius yta består av järn- och titanfattiga, mörkare färgade silikatmineraler än månens hav. I synnerhet kan planetens stenar ha låga h alter av järnoxider (FeO), vilket leder till antagandet att den bildades under mycket mer reducerande förhållanden (d.v.s. brist på syre) än andra jordlevande medlemmar.
Problem med distansforskning
Det är mycket svårt att bestämma planetens sammansättning genom fjärravkänning av solljus och spektrumet av termisk strålning som reflekterar Merkurius yta. Planeten värms upp kraftigt, vilket förändrar mineralpartiklarnas optiska egenskaper och försvårar direkt tolkning. Messenger var dock utrustad med flera instrument som inte fanns ombord på Mariner 10, som mätte den kemiska och mineraliska sammansättningen direkt. Dessa instrument krävde en lång period av observation medan fartyget förblev nära Merkurius, så konkreta resultat efter de tre förstaDet blev inga korta flygningar. Först under omloppsuppdraget för Budbäraren dök upp tillräckligt med ny information om sammansättningen av planetens yta.
