Merkury
Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5] [6]
Asysta grawitacyjna – w astrodynamice pojęcie określające zmianę prędkości i kierunku lotu kosmicznego przy użyciu pola grawitacyjnego planety lub innego dużego ciała niebieskiego. Jest to obecnie powszechnie używana metoda uzyskiwania prędkości pozwalających osiągnąć zewnętrzne planety Układu Słonecznego. Została opracowana w 1959 roku w moskiewskim Instytucie Matematyki im. Stiekłowa.Encyklopedia PWN – encyklopedia internetowa, oferowana – bezpłatnie i bez konieczności uprzedniej rejestracji – przez Wydawnictwo Naukowe PWN. Encyklopedia zawiera około 122 tysiące haseł i 5 tysięcy ilustracji.
Merkury
Merkury – najmniejsza i najbliższa Słońca planeta Układu Słonecznego. Jako planeta dolna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze blisko Słońca, dlatego jest trudna do obserwacji. Mimo to należy do planet widocznych gołym okiem i była znana już w starożytności. Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca.
Ukształtowanie powierzchni Merkurego przypomina Księżyc: są na nim liczne kratery uderzeniowe i praktycznie pozbawiony jest atmosfery. Temperatura powierzchni waha się od −173 °C do 427 °C. W przeciwieństwie do Księżyca, planeta ma jednak duże żelazne jądro, generujące pole magnetyczne stukrotnie słabsze od ziemskiego. Rozmiar jądra sprawia, że Merkury ma jedną z największych gęstości spośród planet Układu Słonecznego (Ziemia ma nieznacznie większą gęstość). Merkury nie ma naturalnych satelitów.
Pierwsze udokumentowane obserwacje Merkurego sięgają pierwszego tysiąclecia p.n.e. Starożytni Grecy początkowo uważali, że są to dwa ciała niebieskie: pierwsze widzialne tylko przed wschodem Słońca (nazywali je Apollo), drugie widzialne tylko po zachodzie Słońca (nazywali je Hermesem). Starożytni Egipcjanie, Chaldejczycy oraz późniejsi greccy astronomowie wiedzieli, że Merkury widoczny o poranku i wieczorem jest tą samą planetą. Było to znane Egipcjanom już około 1150 roku p.n.e. Za sprawą szybkiego ruchu planety, powodowanego jej krótką orbitą, Rzymianie nadali planecie nazwę na cześć posłańca bogów i patrona handlarzy – Merkurego. Symbol astronomiczny planety to stylizowana wersja kaduceusza Hermesa.
W porównaniu z innymi planetami Układu Słonecznego o Merkurym wiadomo stosunkowo niewiele; ze względu na problemy natury technicznej zbadały go dotychczas tylko dwie sondy. Pierwsza z nich – Mariner 10 – w latach 1974–1975 trzykrotnie przeleciała obok Merkurego i wykonała mapy 45% powierzchni. Sonda MESSENGER w 2008 i 2009 roku dokonała trzech przelotów obok planety, po czym w latach 2011–2015 badała ją z orbity jako sztuczny satelita. Wystrzelona w 2018 roku sonda BepiColombo ma dotrzeć na orbitę wokół Merkurego w 2025 roku.
Struktura wewnętrzna[ | edytuj kod]
Merkury jest jedną z czterech planet skalistych Układu Słonecznego. Pod względem wielkości jest to najmniejsza planeta Układu – jego średnica wynosi 4879 km. Merkury jest mniejszy (choć ma większą masę) niż największe naturalne satelity planet gazowych, Ganimedes i Tytan. Składa się on w 70% z metali, a w 30% z krzemianów. Gęstość Merkurego, która wynosi 5,427 g/cm³, jest drugą co do wielkości w Układzie Słonecznym i nieznacznie mniejsza od gęstości Ziemi wynoszącej 5,514 g/cm³. Nie uwzględniając efektu kompresji przez grawitację, gęstość planety wynosiłaby 5,3 g/cm³, a Ziemi – 4,4 g/cm³.
Dane o gęstości planety pozwalają dowiedzieć się więcej o jej strukturze wewnętrznej. Podczas gdy gęstość Ziemi wynika w dużej mierze z kompresji jej masy poprzez grawitację (szczególnie w jądrze), mniejsza masa sprawia, że warstwy wewnętrzne Merkurego są znacznie mniej skompresowane. Z powodu małej wielkości planety w stosunku do wysokiej gęstości musi ona mieć duże, bogate w żelazo jądro.
Nowych informacji o budowie planety dostarczyły pomiary pola grawitacyjnego Merkurego wykonane przez sondę MESSENGER oraz wykonane z Ziemi radarowe pomiary libracji planety. Pozwoliły one na stworzenie nowych modeli struktury wewnętrznej. Zgodnie z nimi jądro Merkurego ma promień około 2020 ± 30 km i jest otoczone przez zewnętrzną powłokę z krzemianowej skorupy i płaszcza o łącznej grubości 420 ± 30 km. Średnia gęstość jądra planety wynosi około 6980 ± 280 kg m, natomiast średnia gęstość zewnętrznej powłoki wynosi około 3380 ± 200 kg m. Inny model przewiduje podobny rozmiar jądra – 2004 ± 39 km, o średniej gęstości 7233 ± 267 kg m.
Jądro planety ma złożoną strukturę. W środku znajduje się duże stałe jądro wewnętrzne, o średnicy około 2000 km, które otoczone jest przez płynne jądro zewnętrzne o promieniu około 1000 km. Obserwacje geochemiczne składu powierzchni planety wskazują, że w skład metalicznego, żelaznego jądra mogą wchodzić krzem i siarka. Możliwe, że pomiędzy płynną warstwą jądra a płaszczem istnieje też kolejna żelazo-siarkowa zewnętrzna stała warstwa jądra.
Jądro otacza warstwa zwana płaszczem, przez analogię do płaszcza ziemskiego, składająca się z krzemianów. Niektóre symulacje sugerują, że we wczesnej historii planety kolizja z innym ciałem niebieskim o średnicy kilkuset kilometrów mogła pozbawić Merkurego większości materiału, z którego powstawał płaszcz. Wyjaśniałoby to zagadkę relatywnie cienkiego płaszcza w stosunku do dużego jądra.
Dane zebrane przez sondę MESSENGER umożliwiły określenie średniej grubości skorupy Merkurego na 35 ± 18 km. Jest to wartość zbliżona do grubości skorup innych planet skalistych i Księżyca. Gęstość skorupy szacuje się na 2700–3100 kg m.
Jedną z wyróżniających cech powierzchni Merkurego jest występowanie licznych uskoków, czasami rozciągających się na kilkaset kilometrów. Uważa się, że powstały one w wyniku kontrakcji jądra i płaszcza po uformowaniu się skorupy. Największym z nich jest Discovery Rupes, o długości ponad 500 km i wysokości do 1,5 km. W wyniku stygnięcia i kontrakcji wnętrza planety, jej promień od chwili uformowania się skorupy uległ zmniejszeniu o około 7 km.
Pomiary sondy MESSENGER ujawniły, że Merkury jest zaskakująco bogaty w łatwo lotne pierwiastki, które parują w umiarkowanie wysokich temperaturach, co wyklucza wiele modeli jego powstania i wczesnej historii, które zostały zaproponowane przed misją. Ponieważ potas jest znacznie bardziej lotny niż tor, stosunek obfitości tych dwóch pierwiastków jest czułą miarą procesów termicznych, które frakcjonują pierwiastki według lotności. Dla Merkurego stosunek ten jest podobny do innych planet typu ziemskiego, znajdujących się w większych odległościach od Słońca, ale znacznie wyższy niż dla Księżyca, który stracił potas podczas wielkiego zderzenia, które doprowadziło do jego powstania. Stosunkowo duże ilości innych lotnych pierwiastków, w tym siarki, sodu i chloru, stanowią kolejny dowód na to, że Merkury jest bogaty w lotne substancje. Wysoka zawartość siarki w połączeniu z niskimi ilościami żelaza na powierzchni planety dodatkowo wskazują, że Merkury powstał z materii zawierającej mniejsze ilości tlenu niż ta, z której powstały inne planety typu ziemskiego. Stanowi to istotne ograniczenie dla teorii powstawania planet w wewnętrznej części Układu Słonecznego.
Merkuriańskie jądro zawiera więcej żelaza niż ma to miejsce na innych planetach Układu Słonecznego. Powstało kilka hipotez wyjaśniających to zjawisko. Jedna z nich zakłada, że Merkury powstał z takiej samej materii, jak inne planety, dlatego stosunek zawartości metali do krzemianów był podobny jak w chondrytach (czyli typowy dla materii skalistej Układu Słonecznego), a początkowa masa Merkurego była 2,25 razy większa niż obecnie. Następnie w planetę uderzył planetozymal o masie 1/6 masy Merkurego. Kolizja pozbawiła planetę większości pierwotnego płaszcza i skorupy, pozostawiając nienaruszone jądro. W podobny sposób miał uformować się ziemski Księżyc (Teoria wielkiego zderzenia).
Wersja alternatywna głosi, że Merkury powstał z mgławicy słonecznej, zanim zakończyły się procesy gwiazdotwórcze Słońca i ustabilizowała się energia przez nie emitowana. Zasugerowano, że planeta miała masę dwa razy większą niż obecnie, lecz podczas kontrakcji proto-Słońca temperatura Merkurego wynosiła od 2500 K do 3500 K, być może nawet 10 000 K. Większość skalistej powierzchni musiała w takich warunkach zamienić się w parę, formując atmosferę „skalistych oparów”, którą rozwiał wiatr słoneczny.
Inna hipoteza sugeruje wersję zdarzeń, w której przed utworzeniem się Merkurego gaz mgławicy słonecznej powodował opór aerodynamiczny, hamując ruch pyłu, co spowodowało, że część lżejszego pyłu (zawierającego krzemiany) została usunięta z dysku, z którego utworzył się Merkury. Z każdej hipotezy wynika inny skład chemiczny powierzchni. Misje MESSENGER i BepiColombo mają za zadanie poczynienie obserwacji w celu weryfikacji tych hipotez. Wykryta przez sondę MESSENGER wysoka zawartość lotnych pierwiastków w skorupie planety sugeruje, że teorie wielkiej kolizji oraz odparowania powierzchni nie są prawdziwe, gdyż pierwiastki te zostałyby utracone w wysokiej temperaturze podczas tych zdarzeń.
Powierzchnia[ | edytuj kod]
Powierzchnia Merkurego niezwykle przypomina powierzchnię ziemskiego Księżyca. Dominują na nim równiny podobne do mórz księżycowych, niewyróżniające się jednak barwą, oraz kratery uderzeniowe, oznaczające brak aktywności geologicznej przez miliardy lat. Ponieważ wiedza o geologii Merkurego pochodziła do niedawna tylko z ziemskich obserwacji i z danych przekazanych przez sondę Mariner 10, jest to najmniej zbadana planeta skalista. Dane pochodzące z przelotów Messengera pozwalają odkryć niepoznane dotąd zakątki Merkurego. Przykładem jest zaobserwowanie nietypowej struktury nazwanej „Pająk”, składającej się z 40-kilometrowego krateru, z którego rozchodzi się na zewnątrz ponad 100 wąskich rowów.
Na podstawie różnic w albedo – zdolności odbijania przez daną powierzchnię padającego na nią światła – możliwe było poznanie ukształtowania Merkurego z użyciem teleskopu. Na planecie znajdują się dorsa, typowe dla Księżyca wyżyny, góry, równiny, skarpy oraz doliny.
Merkury był intensywnie bombardowany przez komety i planetoidy podczas jego powstawania 4,6 miliarda lat temu, wkrótce po powstaniu, oraz w okresie Wielkiego Bombardowania, tj. od 4,1 do 3,8 mld lat temu. Efekty kolizji na powierzchni zostały dodatkowo zintensyfikowane brakiem atmosfery, która mogłaby spowolnić uderzające w planetę ciała niebieskie. W ich wyniku powstały na Merkurym różnej wielkości kratery uderzeniowe. Ponadto planeta była początkowo aktywna wulkanicznie, a kratery uderzeniowe, takie jak Caloris Basin, wypełnione zostały magmą, co doprowadziło do powstania gładkich równin podobnych do mórz księżycowych. W oparciu o gęstość pokrycia kraterami opracowano skalę czasu geologicznego Merkurego, wyróżniając okresy: przedtołstojowski, tołstojowski, kaloryjski, mansuryjski i kuiperowski, których nazwy pochodzą od charakterystycznych kraterów uderzeniowych. Podobnie jak w przypadku Księżyca i Marsa, największa intensywność zdarzeń geologicznych przypada na okres Wielkiego Bombardowania.
Kratery[ | edytuj kod]
Kratery merkuriańskie różnią się wielkością: od małych okrągłych otworów do wielopierścieniowych basenów uderzeniowych, rozciągających się na setki kilometrów. Uważa się, że tereny o większej ilości kraterów są pod względem geologicznym starsze, tam zaś, gdzie jest ich mniej, powierzchnia jest młodsza, nosi też ślady aktywności tektonicznej, która spowodowała zatarcie starszych kraterów zderzeniowych. Jednak bez względu na czas powstania wszystkie wykazują na Merkurym oznaki degradacji.
Najbardziej charakterystyczny jest krater na półkuli północnej o średnicy 1550 km, zwany Równiną Żaru (łac. Caloris Planitia, ang. Caloris Basin). Uczeni przypuszczają, że jest on pozostałością po uderzeniu wielkiego meteorytu ok. 3,8 miliarda lat temu. Uderzenie to było na tyle silne, że wywołało erupcje wulkaniczne, a dookoła krateru wypiętrzył się pierścień o wysokości 2 km. Na antypodach basenu Caloris znajduje się duży, nietypowy, pagórkowaty rejon przezywany „dziwnym terenem”. Jedna z hipotez sugeruje, że fale sejsmiczne z kolizji meteorytu rozprzestrzeniały się w warstwie powierzchniowej planety aż do ich skupienia na antypodach. Naprężenie wynikłe ze skupienia fal sejsmicznych spowodowało zniekształcenia powierzchni. Alternatywna teoria głosi, że teren uformował się wskutek akumulacji na antypodach wyrzutów z erupcji wulkanicznych.
Zidentyfikowano co najmniej 15 basenów uderzeniowych, m.in. 400-kilometrowy Basen Tołstoja z pokrywą wyrzutową sięgającą 500 km od pierścienia krateru oraz 625-kilometrowy Basen Beethovena. Na podstawie obserwacji naziemnych sugerowano istnienie na półkuli niesfotografowanej przez Marinera 10 tzw. Basenu Skinakas o średnicy 2300 km, jednak zdjęcia przesłane przez sondę Messenger w październiku 2008 nie potwierdziły jego istnienia. Skutki wietrzenia kosmicznego powierzchni Merkurego w wyniku procesów takich jak wiatr słoneczny i upadek mikrometeorytów porównywalne są do efektów obserwowanych na powierzchni Księżyca. Jednak w przeciwieństwie do kraterów na Księżycu ich merkuriańskie odpowiedniki mają mniejsze pokrywy wyrzutowe wskutek silniejszej grawitacji na powierzchni planety.
Nazwy nowych kraterów[ | edytuj kod]
Komisja do spraw nazewnictwa Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU) ustaliła kryteria, zgodnie z którymi wszystkie nowe kratery na Merkurym muszą nosić nazwy upamiętniające artystów, kompozytorów, pisarzy, którzy są sławni od co najmniej 50 lat i nie żyją od co najmniej trzech lat. W ramach ogłoszonego w 2014 roku konkursu komisja wybrała pięć nazw dla kolejnych kraterów. Są to Carolan, Enheduanna, Karsh, Kulthum i Rivera.
Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5] [6]