Меркурій

                    Загальні відомості 

    Меркурій - найближча до Сонця планета сонячної системи. Середня відстань від Меркурія до Сонця всього лише 58 млн. км . Серед великих планет має найменші розміри: її діаметр 4865 км ( 0,38 діаметри Землі) , маса 3,304 * 1023 кг ( 0,055 маси Землі або 1:6025000 маси Сонця) ; середня щільність 5,52 г/см3. Меркурій - яскраве світило , але побачити його на небі не так просто. Справа в тому , що , знаходячись поблизу Сонця , Меркурій завжди видний для нас недалеко від сонячного диска , відхід від нього то вліво (на схід ) , то управо (на захід) лише на невелику відстань , яка не перевершує 28о . Тому його можна побачити тільки в ті дні року , коли він відходить від Сонця на найбільшу відстань. Нехай , наприклад , Меркурій відсунувся від Сонця вліво. Сонце і всі світила в своєму добовому русі пливуть по небу зліва направо. Тому спочатку заходить Сонце , через годину із невеликим заходить Меркурій , і треба шукати цю планету низько над західним горизонтом.

                           Рух 

    Меркурій рухається навколо Сонця в середньому на відстані 0,384 астрономічні одиниці ( 58 млн. км) по еліптичній орбіті із великим ексцентриситетом е- 0 , 206 ; в перигелії відстань до Сонця складає 46 млн.км. , а в афелії 70 млн. км . Повний обліт навколо Сонця планета робить за три земних місяця або за 88 діб зі швидкістю 47,9 км / сек. Рухаючись по своєму шляху навколо Сонця , Меркурій разом із тим повертається навколо своєї осі так , що до Сонця звернена завжди одна і таж його половина. Це означає , що на одній стороні Меркурія завжди день , а на іншій - ніч . У 60 -х рр. . за допомогою радіолокаційних спостережень було встановлено , що Меркурій обертається навколо осі в прямому напрямі ( тобто як і в орбітальному русі) із періодом 58,65 діб (відносно зірок). Тривалість сонячних діб на Меркурії складає 176 днів. Екватор нахилений до площини його орбіти на 7 °. Кутова швидкість осьового обертання Меркурія складає 3 / 2 орбітального і відповідає кутовій швидкості його руху в орбіті , коли планета перебуває в перигелії . На підставі цього можна припустити , що швидкість обертання Меркурія обумовлена ​​приливними силами з боку Сонця .

                      Атмосфера

Меркурій , можливо , позбавлений атмосфери , хоча поляризаційні і спектральні спостереження вказують на наявність слабкої атмосфери . За допомогою " Маринера - 10 " була встановлена ​​присутність в Меркурія сильно розрядженої газової оболонки, що складається головним чином з гелію . Ця атмосфера полягає в динамічній рівновазі: кожний атом гелію перебуває в ній близько 200 днів , після чого покидає планету , його ж місце займає інша частинка із плазми сонячного вітру. Крім гелію , в атмосфері Меркурія знайдено незначну кількість водню. Його приблизно в 50 разів менше , ніж гелію.

 Виявилося також , що Меркурій володіє слабким магнітним полем , напруженість якого складає всього 0,7 % земного. Нахил осі диполя до осі обертання Меркурія 120 (у Землі 110 )
Тиск в поверхні планети приблизно в 500 млрд. раз менше , ніж у поверхні Землі.

                              Температура 

Меркурій набагато ближче до Сонця , ніж Земля. Тому Сонце на ньому світить і гріє в 7 разів сильніше , ніж у нас. На денній стороні Меркурія страшно пекуче, там вічне пекло . Вимірювання показують , що температура там піднімається до 400о вище нуля. Зате на нічній стороні повинен бути завжди лютий мороз, який , мабуть, доходить до 200о і навіть 250о нижче нуля. Виходить так , що одна його половина - гаряча кам'яна пустеля , а інша половина - крижана пустеля , бути може , покрита замерзлими газами.

                             Поверхня

    З пролітної траєкторії космічного апарату " Маринер- 10 " в 1974 р. було сфотографовано понад 40 % поверхні Меркурія з дозволом від 4 мм до 100 м , що дозволило побачити Меркурій приблизно так само , як Місяць в темряві із Землі. Велика кількість кратерів - найочевидніша межа його поверхні , яку по першому враженню можна уподібнити Місяцю .
    Дійсно , морфологія кратерів близька до місячної , їх ударне походження не викликає сумнівів: в більшості показний обкреслений вал сліди викидів роздробленого при ударі матеріалу із утворенням у ряді випадків характерного яскравого проміння і полі вторинних кратерів. В багатьох кратерів помітна центральна гора і терасна структура внутрішнього схилу. Цікаво , що такими особливостями володіють не лише практично всі великі кратери діаметром понад 40-70 км , а й значно більше число кратерів менших розмірів , в межах 5-70 км ( звичайно , мова тут йде про добре збережених кратерах ) . Ці особливості можна відвести як на рахунок більшої кінетичної енергії тіл , що випадали на поверхню , так і на рахунок самого матеріалу поверхні.
     Ступінь ерозії і згладжування кратерів різна. Загалом меркуріанські кратери в порівнянні з місячними менш глибокі , що також можна пояснити більшою кінетичною енергією метеоритів через більше , ніж на Місяці прискорення сили тяжкості на Меркурії. Тому створюючий при ударі кратер ефективно заповнюється матеріалом, що викидається . З цієї ж причини вторинні кратери розташовані ближче до центрального , ніж на Місяці , і відкладення роздробленого матеріалу у меншій мірі маскують первинні форми рельєфу. Самі вторинні кратери глибше місячних , що знову ж таки пояснюється тим , що випадають на поверхню осколки випробовують більше прискорення сили тяжіння.
    Так само , як і на Місяці , можна залежно від рельєфу виділити переважаючі нерівні " материкові " і значно більш гладкі " морські " райони. Останні переважно є улоговини , яких, однак , істотно менше , ніж на Місяці , їх розміри звичайно не перевищують 400-600 км . До того ж , деякі улоговини слабо помітні на фоні навколишнього рельєфу. Виняток становить згадувана обширна улоговина Калоріс (Море Жари ) протяжністю близько 1300 км , що нагадує відоме Море Дощів на Місяці.
    У переважаючій материковій частині поверхні Меркурія можна виділити як сильно кратеризовані райони , з найбільшим ступенем деградації кратерів , так і що займають великі території старі міжкратерні плоскогір'я , що свідчать про широко розвинений стародавній вулканізм . Це найстародавніші форми рельєфу планети. Вирівняні поверхні улоговин , очевидно, покриті товстим шаром роздроблених порід - реголіту . Поряд з невеликим числом кратерів тут зустрічаються складчасті гребки , що нагадують місячні . Деякі з примикаючих до улоговин рівнинних ділянок , мабуть, утворилися при відкладень викинутого із них матеріалу. Разом з тим для більшості рівнин знайдені сповна певні свідоцтва їх вулканічного походження , однак це вулканізм більш пізнього часу , ніж на плоскогір'ях міжкратерів . Уважне вивчення знаходить ще одну цікаву особливість, що проливає світло на історію формування планети. Йдеться про характерні сліди тектонічної активності в глобальному масштабі у вигляді специфічних крутих уступів , або укосів - ескарпів . Ескарпи мають протяжність від 20-500 км і висоту схилів від декількох сотень метрів до 1-2 км . По своїй морфології і геометрії розташування на поверхні вони відрізняються від звичайних тектонічних розривів і скидань , спостережуваних на Місяці і Марсі , і швидше утворилися за рахунок надвигов , нашарувань внаслідок напруги в поверхневому шарі , що виникли при стисненні Меркурія. Про це свідчить горизонтальний зсув валів деяких кратерів.
    Деякі з ескарпів піддалися ударному бомбардуванню і частково зруйновані. Це означає , що вони утворилися раніше , ніж кратери на їх поверхні. За звуженні ерозії цих кратерів можна дійти висновку, що стискання кори відбувалося в період утворення " морів " близько 4 млрд. років тому. Найбільш вірогідною причиною стискання потрібно, очевидно , вважати початок охолодження Меркурія. Згідно іншому цікавому припущенню , висунутому рядом фахівців , альтернативним механізмом могутньої тектонічної активності планети в цей період могло бути приливне уповільнення обертання планети приблизно в 175 разів: від спочатку передбачуваного значення близько 8 годин до 58,6 діб.