Geologia Merkurego
Geologia Merkurego to naukowe badanie powierzchni, skorupy i wnętrza planety Merkury . Podkreśla skład, strukturę, historię i procesy fizyczne, które kształtują planetę. Jest to analogiczne do dziedziny geologii lądowej . W naukach planetarnych termin geologia jest używany w najszerszym znaczeniu, aby oznaczać badanie stałych części planet i księżyców. Termin obejmuje aspekty geofizyki , geochemii , mineralogii , geodezja i kartografia .
Historycznie rzecz biorąc, Merkury był najmniej poznany ze wszystkich planet skalistych w Układzie Słonecznym . Wynika to w dużej mierze z bliskości Słońca, co sprawia, że dotarcie do niego za pomocą statków kosmicznych jest technicznie trudne, a obserwacje z Ziemi trudne. Przez dziesięciolecia głównym źródłem informacji geologicznej o Merkurym było 2700 zdjęć zrobionych przez Mariner 10 podczas trzech przelotów obok planety w latach 1974-1975. Zdjęcia te obejmowały około 45% powierzchni planety, ale wiele z nich było nieodpowiednich do szczegółowych badań geologicznych ze względu na wysokie kąty słońca, które utrudniały określenie morfologii powierzchni i topografia . Ten brak informacji został znacznie złagodzony przez sondę kosmiczną MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging ( MESSENGER ), która w latach 2008-2015 zebrała ponad 291 000 zdjęć obejmujących całą planetę, wraz z bogactwem innych danych naukowych. Oczekuje się, że sonda BepiColumbo Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) , która ma wejść na orbitę wokół Merkurego w 2025 roku, pomoże odpowiedzieć na wiele pozostałych pytań dotyczących geologii Merkurego.
Powierzchnia Merkurego jest zdominowana przez kratery uderzeniowe , skały bazaltowe i gładkie równiny, z których wiele jest wynikiem wulkanizmu powodziowego , podobnego pod pewnymi względami do marii księżycowej , a lokalnie przez osady piroklastyczne. Inne godne uwagi cechy to otwory wentylacyjne , które wydają się być źródłem dolin wyrzeźbionych przez magmę, często zgrupowane zagłębienia o nieregularnym kształcie zwane „pustkami”, które prawdopodobnie powstały w wyniku zawalenia się komór magmowych, skarpy wskazuje na uskoki ciągu i osady mineralne (prawdopodobnie lód) wewnątrz kraterów na biegunach. Od dawna uważany za geologicznie nieaktywny, nowe dowody sugerują, że nadal może istnieć pewien poziom aktywności.
Gęstość Merkurego oznacza stałe, bogate w żelazo jądro, które stanowi około 60% jego objętości (75% jego promienia). Równik magnetyczny Merkurego jest przesunięty o prawie 20% promienia planety w kierunku północnym, co jest największym współczynnikiem ze wszystkich planet. To przesunięcie sugeruje, że wokół jądra znajduje się jedna lub więcej stopionych warstw bogatych w żelazo, które wytwarzają efekt dynama podobny do ziemskiego. Dodatkowo, przesunięty dipol magnetyczny może powodować nierównomierne wietrzenie powierzchni przez wiatr słoneczny , wyrzucając więcej cząstek powierzchniowych do południowej egzosfery i transportowanie ich do depozytu na północy. Naukowcy zbierają dane telemetryczne , aby ustalić, czy tak jest.
Po zakończeniu pierwszego słonecznego dnia misji we wrześniu 2011 roku, ponad 99% powierzchni Merkurego zostało zmapowane przez sondę NASA MESSENGER zarówno w kolorze, jak i monochromatycznie z tak szczegółowymi szczegółami, że zrozumienie przez naukowców geologii Merkurego znacznie przekroczyło poziom osiągnięte po przelotach Marinera 10 w latach 70.
Trudności w eksploracji
Dotarcie do Merkurego z Ziemi stanowi poważne wyzwanie techniczne, ponieważ planeta krąży znacznie bliżej Słońca niż Ziemia. Statek kosmiczny związany z Merkurym wystrzelony z Ziemi musi przebyć 91 milionów kilometrów do studni potencjału grawitacyjnego Słońca . Począwszy od prędkości orbitalnej Ziemi wynoszącej 30 km/s, zmiana prędkości ( delta-v ), jaką statek kosmiczny musi wykonać, aby wejść na orbitę transferową Hohmanna , która przechodzi w pobliżu Merkurego, jest duża w porównaniu z innymi misjami planetarnymi. Energia potencjalna uwolniona przez poruszanie się w dół studni potencjalnej Słońca staje się energią kinetyczną ; wymagając, aby kolejna duża delta- v zrobiła coś innego niż szybkie przejście obok Merkurego. Aby bezpiecznie wylądować lub wejść na stabilną orbitę, statek kosmiczny musi całkowicie polegać na silnikach rakietowych, ponieważ Merkury ma znikomą atmosferę. Bezpośrednia podróż na Merkurego w rzeczywistości wymaga więcej paliwa rakietowego niż to, które jest potrzebne do opuszczenia Układu Słonecznego. W rezultacie jak dotąd tylko dwie sondy kosmiczne, Mariner 10 i MESSENGER , obie wysłane przez NASA , odwiedziły Merkurego.
Ponadto środowisko kosmiczne w pobliżu Merkurego jest wymagające, stwarzając podwójne zagrożenie dla statków kosmicznych w postaci intensywnego promieniowania słonecznego i wysokich temperatur.
okres rotacji Merkurego wynosił 58 ziemskich dni, więc przeloty statków kosmicznych były ograniczone do oglądania tylko jednej oświetlonej półkuli. W rzeczywistości, niestety, mimo że Mariner 10 przeleciała obok Merkurego trzy razy w latach 1974 i 1975, obserwowała ten sam obszar podczas każdego przelotu. Stało się tak, ponieważ okres orbitalny Marinera 10 wynosił prawie dokładnie 3 gwiezdne dni Merkurego, a ta sama twarz planety była oświetlana przy każdym z bliskich podejść. W rezultacie zmapowano mniej niż 45% powierzchni planety.
Obserwacje z Ziemi są utrudnione przez stałą bliskość Merkurego do Słońca. Ma to kilka konsekwencji:
- Ilekroć niebo jest wystarczająco ciemne, aby można je było oglądać przez teleskopy, Merkury zawsze znajduje się już blisko horyzontu, gdzie warunki obserwacji i tak są słabe z powodu czynników atmosferycznych.
- Kosmiczny Teleskop Hubble'a i inne kosmiczne obserwatoria zwykle nie mogą być skierowane blisko Słońca ze względów bezpieczeństwa (błędne skierowanie tak czułych instrumentów na Słońce może spowodować trwałe uszkodzenie).
Historia geologiczna Merkurego
Podobnie jak Ziemia, Księżyc i Mars , historia geologiczna Merkurego jest podzielona na epoki . Od najstarszych do najmłodszych są to: przedtolstojanin , tołstojanin, kalorczyk, mansurian i kuiper. Te grupy wiekowe są oparte wyłącznie na datowaniu względnym .
Po utworzeniu Merkurego wraz z resztą Układu Słonecznego 4,6 miliarda lat temu nastąpiło ciężkie bombardowanie przez asteroidy i komety. Ostatnia faza intensywnego bombardowania, późne ciężkie bombardowanie, zakończyła się około 3,8 miliarda lat temu. Niektóre regiony lub masywy , z których wyróżnia się ten, który utworzył basen Caloris , zostały wypełnione erupcjami magmy z wnętrza planety. Stworzyły one gładkie równiny między kraterami, podobne do mórz znalezionych na Księżycu . Później, gdy planeta ochładzała się i kurczyła, jej powierzchnia zaczęła pękać i tworzyć grzbiety; te pęknięcia i grzbiety powierzchni można zobaczyć na wierzchu innych cech, takich jak kratery i gładsze równiny – wyraźna wskazówka, że są nowsze. wulkanizmu Merkurego zakończył się, gdy płaszcz planety skurczył się na tyle, aby zapobiec dalszemu przedostawaniu się lawy na powierzchnię. Prawdopodobnie miało to miejsce w pewnym momencie podczas pierwszych 700 lub 800 milionów lat jego historii.
Od tego czasu głównymi procesami powierzchniowymi były uderzenia przerywane.
Oś czasu
Jednostka czasu: miliony lat
Cechy powierzchni
Powierzchnia Merkurego jest ogólnie podobna do powierzchni Księżyca, z rozległymi równinami podobnymi do klaczy i terenami z gęstymi kraterami, podobnymi do księżycowych wyżyn , utworzonymi lokalnie przez nagromadzenie osadów piroklastycznych.
| Topografia |
|---|
|
Baseny uderzeniowe i kratery
Kratery na Merkurym mają średnicę od małych kraterów w kształcie misy do wielopierścieniowych basenów uderzeniowych o średnicy setek kilometrów. Pojawiają się we wszystkich stanach degradacji, od stosunkowo świeżych kraterów promienistych, po wysoce zdegradowane pozostałości kraterów. Kratery merkuriańskie nieco różnią się od kraterów księżycowych – zasięg ich koców wyrzutowych jest znacznie mniejszy, co jest konsekwencją 2,5-krotnie silniejszej grawitacji powierzchniowej na Merkurym.
Największym znanym kraterem jest ogromny Basen Caloris o średnicy 1550 km. Basen o porównywalnej wielkości, wstępnie nazwany Basenem Skinakas , został postulowany na podstawie obserwacji Ziemi o niskiej rozdzielczości na półkuli innej niż Mariner, ale nie został obserwowane na zdjęciach MESSENGER odpowiedniego terenu. Uderzenie, które stworzyło Kotlinę Caloris było tak potężne, że jego skutki są widoczne w skali globalnej. Spowodowało to lawy i pozostawiło koncentryczny pierścień o wysokości ponad 2 km otaczający krater uderzeniowy . Na antypodach Caloris Basin leży duży region o niezwykłym, pagórkowatym i pofałdowanym terenie, czasami nazywanym „Dziwnym Terenem”. Preferowaną hipotezą dotyczącą pochodzenia tej jednostki geomorfologicznej jest to, że fale uderzeniowe wytworzone podczas zderzenia przemieściły się wokół planety, a kiedy zbiegły się na antypodu basenu (oddalonego o 180 stopni), wysokie naprężenia były w stanie spowodować pęknięcie powierzchni. Znacznie mniej popularną koncepcją było to, że teren ten powstał w wyniku konwergencji wyrzutów na antypodach tego basenu. Co więcej, wydaje się, że utworzenie basenu Caloris spowodowało powstanie płytkiego zagłębienia koncentrycznego wokół basenu, które później zostało wypełnione gładkimi równinami (patrz poniżej).
W sumie na sfotografowanej części Merkurego zidentyfikowano około 15 basenów uderzeniowych. Inne godne uwagi baseny obejmują szeroki na 400 km, wielopierścieniowy basen Tołstoja , którego koc wyrzutowy rozciąga się do 500 km od jego krawędzi, a jego dno zostało wypełnione gładkimi materiałami równinnymi. Beethoven Basin ma również podobny rozmiar koca wyrzutowego i obręcz o średnicy 625 km.
Podobnie jak na Księżycu , świeże kratery na Merkurym pokazują wyraźne układy jasnych promieni . Są one wytwarzane przez wyrzucone szczątki, które wydają się być jaśniejsze, ale pozostają stosunkowo świeże z powodu mniejszej ilości wietrzenia kosmicznego niż otaczający je starszy teren.
Kratery na dnie wykopu
Niektóre kratery uderzeniowe na Merkurym mają nieokrągłe wgłębienia lub wgłębienia o nieregularnym kształcie. Takie kratery nazwano kraterami dna dołu, a MESSENGER zasugerowali, że takie doły powstały w wyniku zapadnięcia się podpowierzchniowych komór magmowych . Jeśli ta sugestia jest poprawna, doły są dowodem wulkanicznych zachodzących na Merkurym. Kratery dołów są pozbawione krawędzi, często o nieregularnym kształcie i stromych ścianach, i nie wykazują powiązanych wyrzutów ani przepływów lawy , ale zazwyczaj mają charakterystyczny kolor. Na przykład doły Praksytelesa mieć pomarańczowy odcień. Uważane za dowód płytkiej aktywności magmowej, kratery dołów mogły powstać, gdy magma podpowierzchniowa odpłynęła w inne miejsce i pozostawiła obszar dachu bez wsparcia, co doprowadziło do zawalenia się i powstania dołu. Główne kratery wykazujące te cechy to między innymi Beckett , Gibran i Lermontov . Zasugerowano, że te doły z towarzyszącymi jaśniejszymi i bardziej czerwonymi osadami mogą być osadami piroklastycznymi spowodowanymi wybuchowym wulkanizmem.
równiny
Na Merkurym istnieją dwie odrębne pod względem geologicznym jednostki równin:
- Równiny międzykraterowe są najstarszą widoczną powierzchnią, starszą niż teren pokryty kraterami. Są łagodnie pofałdowane lub pagórkowate i występują w obszarach pomiędzy większymi kraterami. Wydaje się, że równiny między kraterami zatarły wiele wcześniejszych kraterów i wykazują ogólny niedostatek mniejszych kraterów o średnicy poniżej około 30 km. Nie jest jasne, czy są pochodzenia wulkanicznego, czy uderzeniowego. Równiny międzykraterowe są rozmieszczone mniej więcej równomiernie na całej powierzchni planety.
- Gładkie równiny to rozległe płaskie tereny przypominające marie księżycowe, które wypełniają różnej wielkości zagłębienia. Warto zauważyć, że wypełniają szeroki pierścień otaczający Basen Caloris. Zauważalną różnicą w stosunku do marii księżycowej jest to, że gładkie równiny Merkurego mają takie samo albedo jak starsze równiny międzykraterowe. Pomimo braku jednoznacznie wulkanicznych cech, ich lokalizacja i jednostki koloru w kształcie płatków silnie wspierają wulkaniczne pochodzenie. Wszystkie gładkie równiny merkuriańskie powstały znacznie później niż basen Caloris, o czym świadczy znacznie mniejsza gęstość kraterów niż na kocu wyrzutowym Caloris.
Dno basenu Caloris jest również wypełnione geologicznie odrębną płaską równiną, podzieloną grzbietami i pęknięciami w mniej więcej wielokątny wzór. Nie jest jasne, czy są to lawy wulkaniczne wywołane uderzeniem, czy też duży arkusz stopionego uderzenia.
Cechy tektoniczne
Jedną z niezwykłych cech powierzchni planety są liczne fałdy kompresyjne, które przecinają równiny. Uważa się, że gdy wnętrze planety ochłodziło się, skurczyło się, a jej powierzchnia zaczęła się deformować. Fałdy można zobaczyć na wierzchu innych cech, takich jak kratery i gładsze równiny, co wskazuje, że są nowsze. Powierzchnia Merkurego jest również wyginana przez znaczne wybrzuszenia pływowe wznoszone przez Słońce — pływy Słońca na Merkurym są o około 17% silniejsze niż Księżyca na Ziemi.
Terminologia
Elementy powierzchni inne niż krater mają następujące nazwy:
- albedo – obszary o wyraźnie różnym współczynniku odbicia
- Dorsa - grzbiety ( patrz Lista grzbietów na Merkurym )
- Montes — góry ( patrz Lista gór na Merkurym )
- Planitiae - równiny ( patrz Lista równin na Merkurym )
- Rupes — skarpy ( patrz Lista skarp na Merkurym )
- Valles — doliny ( patrz Lista dolin na Merkurym )
Plamy polarne o wysokim albedo i możliwa obecność lodu
Pierwsze radarowe obserwacje Merkurego zostały przeprowadzone przez radioteleskopy w Arecibo ( Portoryko ) i Goldstone ( Kalifornia , Stany Zjednoczone), z pomocą amerykańskiego National Radio Astronomy Observatory Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku . Transmisje wysłane z sieci Deep Space Network NASA miejscu w Goldstone były na poziomie mocy 460 kW przy 8,51 GHz; sygnały odebrane przez układ wielotarczowy VLA wykryły punkty odbicia radaru (jasność radaru) z falami depolaryzowanymi z bieguna północnego Merkurego.
Radarowe mapy powierzchni planety wykonano za pomocą radioteleskopu Arecibo. Badanie przeprowadzono na w paśmie UHF (2,4 GHz) o mocy 420 kW, co pozwoliło uzyskać rozdzielczość 15 km. Badanie to nie tylko potwierdziło istnienie stref o wysokim współczynniku odbicia i depolaryzacji, ale także odkryło szereg nowych obszarów (łącznie 20), a nawet umożliwiło zbadanie biegunów. Postulowano, że lód powierzchniowy może być odpowiedzialny za te wysokie poziomy jasności, ponieważ skały krzemianowe, które składają się na większość powierzchni Merkurego, mają dokładnie odwrotny wpływ na jasność.
Pomimo bliskości Słońca Merkury może mieć lód powierzchniowy, ponieważ temperatury w pobliżu biegunów są stale poniżej punktu zamarzania: na równinach polarnych temperatura nie wzrasta powyżej -106 ° C. A kratery na wyższych szerokościach geograficznych Merkurego (odkryte również przez badania radarowe z Ziemi) mogą być wystarczająco głębokie, aby chronić lód przed bezpośrednim działaniem promieni słonecznych. Wewnątrz kraterów, gdzie nie ma światła słonecznego, temperatura spada do -171°C.
Pomimo sublimacji w próżni kosmicznej, temperatura w stale zacienionym obszarze jest tak niska, że ta sublimacja jest wystarczająco powolna, aby potencjalnie zachować zdeponowany lód przez miliardy lat.
Na biegunie południowym lokalizacja dużej strefy o wysokim współczynniku odbicia zbiega się z położeniem krateru Chao Meng-Fu , a także zidentyfikowano inne małe kratery zawierające obszary odblaskowe. Na biegunie północnym wiele kraterów mniejszych niż Chao-Meng Fu ma takie właściwości odblaskowe.
Siła odbić radarowych obserwowanych na Merkurym jest niewielka w porównaniu z tym, które miałoby miejsce w przypadku czystego lodu. Może to być spowodowane osadzeniem się proszku, który nie pokrywa całkowicie powierzchni krateru lub innymi przyczynami, np. cienką warstwą wierzchnią. Jednak dowody na istnienie lodu na Merkurym nie są ostateczne. Anomalne właściwości odblaskowe mogą być również spowodowane obecnością osadów siarczanów metali lub innych materiałów o wysokim współczynniku odbicia.
Możliwe pochodzenie lodu
Merkury nie jest wyjątkowy, ponieważ ma kratery, które stoją w ciągłym cieniu; na południowym biegunie ziemskiego Księżyca znajduje się duży krater ( Aitken ), w którym zaobserwowano pewne możliwe oznaki obecności lodu (chociaż ich interpretacja jest kwestionowana). Astronomowie uważają, że lód zarówno na Merkurym, jak i na Księżycu musiał pochodzić ze źródeł zewnętrznych, w większości zderzających się z kometami . . Wiadomo, że zawierają one duże ilości lub większość lodu. Można sobie zatem wyobrazić, że uderzenia meteorytów osadziły wodę w stale zacienionych kraterach, gdzie pozostawałaby nieogrzewana przez prawdopodobnie miliardy lat z powodu braku atmosfery do skutecznego przewodzenia ciepła i stabilnej orientacji osi obrotu Merkurego .
| Merkury |
|---|
Lód wodny (żółty) w północnym regionie polarnym Merkurego
|
Biologiczna historia Merkurego
Możliwość zamieszkania
Być może istnieją dowody naukowe, oparte na badaniach zgłoszonych w marcu 2020 r., dla rozważania, że części planety Merkury mogły nadawać się do zamieszkania i być może na planecie mogły istnieć formy życia , choć prawdopodobnie prymitywne mikroorganizmy .
Zobacz też
- Atmosfera Merkurego – Skład i właściwości atmosfery najbardziej wewnętrznej planety Układu Słonecznego
- Lista kraterów na Merkurym
- Lista cech geologicznych na Merkurym
- Stardate, Przewodnik po Układzie Słonecznym . Publicación de la University of Texas w Austin McDonald Observatory
- Nasz Układ Słoneczny, Migawka Geologiczna . NASA (NP-157). maj 1992.
- Zdjęcie: Merkury . NASA (LG-1997-12478-HQ)
- Ten artykuł w dużej mierze opiera się na odpowiednim artykule w hiszpańskojęzycznej Wikipedii , do którego dostęp uzyskano w wersji z 26 czerwca 2005 r.
Oryginalne odniesienia do artykułu w języku hiszpańskim
- Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física ( Nauki o Ziemi, wprowadzenie do geologii fizycznej ), autorstwa Edwarda J. Tarbucka i Fredericka K. Lutgensa. Prentice Hall (1999).
- „Hielo en Mercurio” („Lód na Merkurym”). El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio („Wszechświat, encyklopedia astronomii i kosmosu”), Editorial Planeta-De Agostini, s. 141–145. Tom 5. (1997)
Linki zewnętrzne
- Marynarz 10
- Sonda MESSENGER
- Merkury na Nineplanets.org
- USGS Geology of Mercury Źródło: 5 sierpnia 2007
