Die oppervlak van Mercurius, in kort, lyk soos die Maan. Uitgestrekte vlaktes en baie kraters dui daarop dat geologiese aktiwiteit op die planeet miljarde jare gelede gestaak het.
Oppervlaktepatroon
Die oppervlak van Mercurius (foto word later in die artikel gegee), geneem deur die sondes "Mariner-10" en "Messenger", het uiterlik soos die maan gelyk. Die planeet is grootliks besaai met kraters van verskillende groottes. Die kleinste sigbaar in die mees gedetailleerde foto's van die Mariner is 'n paar honderd meter in deursnee. Die spasie tussen groot kraters is relatief plat en bestaan uit vlaktes. Dit is soortgelyk aan die oppervlak van die maan, maar neem baie meer spasie op. Soortgelyke streke omring Mercurius se mees prominente impakstruktuur, wat gevorm is as gevolg van 'n botsing, die Zhara-vlaktekom (Caloris Planitia). Toe jy met Mariner 10 ontmoet het, was net die helfte daarvan verlig, en dit is heeltemal oopgemaak deur Messenger tydens sy eerste verbyvlug van die planeet in Januarie 2008.
Craters
Die mees algemene landvorme op die planeet is kraters. Hulle bedek 'n groot deel van die oppervlak. Mercurius. Die planeet (foto hieronder) lyk met die eerste oogopslag soos die Maan, maar by nadere ondersoek onthul hulle interessante verskille.
Mercurius se swaartekrag is meer as twee keer dié van die maan, deels vanweë die hoë digtheid van sy groot kern van yster en swael. Die sterk swaartekrag is geneig om die materiaal wat uit die krater uitgestoot word naby die impakplek te hou. In vergelyking met die maan het dit op slegs 65% van die maanafstand geval. Dit kan een van die faktore wees wat bygedra het tot die vorming van sekondêre kraters op die planeet, gevorm onder die invloed van uitgeworpe materiaal, in teenstelling met die primêre wat direk ontstaan het uit 'n botsing met 'n asteroïde of komeet. Die hoër swaartekrag beteken dat die komplekse vorms en strukture kenmerkend van groot kraters – sentrale pieke, steil hellings en’n plat basis – op Mercurius by kleiner kraters (minimum deursnee sowat 10 km) as op die Maan (sowat 19 km) waargeneem word. Strukture kleiner as hierdie afmetings het eenvoudige koppie-agtige buitelyne. Mercurius se kraters verskil van dié op Mars, hoewel die twee planete vergelykbare swaartekrag het. Vars kraters op die eerste is gewoonlik dieper as vergelykbare formasies op die tweede. Dit kan wees as gevolg van die lae inhoud van vlugtige stof van Mercurius se kors of hoër impaksnelhede (omdat die spoed van 'n voorwerp in 'n sonnebaan toeneem soos dit die Son nader).
Kraters groter as 100 km in deursnee begin die ovaalvorm nader wat kenmerkend is van sulkegroot formasies. Hierdie strukture - polisikliese komme - is 300 km of meer groot en is die gevolg van die kragtigste botsings. Etlike dosyne van hulle is op die gefotografeerde deel van die planeet gevind. Boodskapperbeelde en laserhoogtemeting het grootliks bygedra om hierdie oorblywende littekens van die vroeë asteroïdebombardemente van Mercurius te verstaan.
Zhara Plain
Hierdie impakstruktuur strek oor 1550 km. Toe dit die eerste keer deur Mariner 10 ontdek is, is geglo dat sy grootte baie kleiner was. Die binnekant van die voorwerp is gladde vlaktes bedek met gevoude en gebroke konsentriese sirkels. Die grootste reekse strek oor 'n paar honderd kilometer lank, ongeveer 3 km in breedte en minder as 300 meter in hoogte. Meer as 200 breuke, vergelykbaar in grootte met die rande, kom uit die middel van die vlakte; baie van hulle is depressies wat deur vore (grabens) begrens word. Waar grabens met rante sny, is hulle geneig om daardeur te gaan, wat hul latere vorming aandui.
Opervlaktipes
Zhara-vlakte word omring deur twee tipes terrein – sy rand en reliëf wat gevorm word deur weggegooide rots. Die rand is 'n ring van onreëlmatige bergblokke wat 3 km hoog is, wat die hoogste berge is wat op die planeet gevind word, met relatief steil hellings na die middel. Die tweede veel kleiner ring is 100-150 km weg van die eerste een. Agter die buitenste hange is daar 'n sone van lineêrradiale rante en valleie, gedeeltelik gevul met vlaktes, waarvan sommige besaai is met talle heuwels en heuwels van etlike honderde meter hoog. Die oorsprong van die formasies waaruit die breë ringe om die Zhara-kom bestaan, is omstrede. Sommige van die vlaktes op die Maan is hoofsaaklik gevorm as gevolg van die interaksie van ejecta met die reeds bestaande oppervlaktopografie, en dit kan ook waar wees vir Mercurius. Maar die resultate van Messenger dui daarop dat vulkaniese aktiwiteit 'n beduidende rol in hul vorming gespeel het. Nie net is daar min kraters in vergelyking met die Zhara-kom nie, wat 'n lang tydperk van vlaktevorming aandui, maar hulle het ander kenmerke wat duideliker met vulkanisme geassosieer word as wat in die Mariner 10-beelde gesien kan word. Kritiese bewyse van vulkanisme het gekom van Messenger-beelde wat vulkaniese openinge toon, baie langs die buitenste rand van die Zhara-vlakte.
Radithlady Crater
Caloris is een van die jongste groot polisikliese vlaktes, ten minste in die verkende deel van Mercurius. Dit het waarskynlik op dieselfde tyd as die laaste reusagtige struktuur op die Maan gevorm, sowat 3,9 miljard jaar gelede. Die Messenger-beelde het nog 'n baie kleiner impakkrater met 'n sigbare binnering onthul wat moontlik baie later gevorm het, genaamd die Raditlady Basin.
Vreemde teenpode
Aan die ander kant van die planeet, presies 180° oorkant die Zhara-vlakte, is geleë'n lappie vreemd verwronge terrein. Wetenskaplikes interpreteer hierdie feit deur te praat van hul gelyktydige vorming deur seismiese golwe te fokus vanaf gebeure wat die antipodale oppervlak van Mercurius beïnvloed het. Die heuwelagtige en omlynde terrein is 'n groot gebied van hooglande, wat heuwelagtige veelhoeke is van 5-10 km breed en tot 1,5 km hoog. Die kraters wat voorheen bestaan het, is deur seismiese prosesse in heuwels en krake verander, waardeur hierdie reliëf gevorm is. Sommige van hulle het 'n plat bodem gehad, maar toe het die vorm daarvan verander, wat hul latere vulling aandui.
Plains
Die Vlakte is die relatief plat of sag golwende oppervlak van Mercurius, Venus, Aarde en Mars, wat oral op hierdie planete voorkom. Dit is 'n "doek" waarop die landskap ontwikkel het. Die vlaktes is 'n bewys van die proses om die rowwe terrein af te breek en 'n afgeplatte ruimte te skep.
Daar is ten minste drie maniere van "poleer" wat waarskynlik die oppervlak van Mercurius platgedruk het.
Een van die maniere - verhoging van die temperatuur - verminder die sterkte van die bas en sy vermoë om hoë verligting te hou. Oor miljoene jare sal die berge "sink", die bodem van die kraters sal styg en die oppervlak van Mercurius sal gelyk maak.
Die tweede metode behels die beweging van rotse na laer areas van die terrein onder die invloed van swaartekrag. Met verloop van tyd versamel rots in die laaglande en vul die hoër vlakkesoos die volume daarvan toeneem. dit is hoe lawavloei uit die ingewande van die planeet optree.
Die derde manier is om fragmente van rotse op die oppervlak van Mercurius van bo af te tref, wat uiteindelik lei tot die belyning van die ruwe terrein. Krateruitwerpings en vulkaniese as is voorbeelde van hierdie meganisme.
Vulkaniese aktiwiteit
Sommige bewyse ten gunste van die hipotese van die invloed van vulkaniese aktiwiteit op die vorming van baie van die vlaktes rondom die Zhara-kom is reeds aangebied. Ander relatief jong vlaktes op Mercurius, veral sigbaar in streke wat teen lae hoeke verlig is tydens die eerste verbyvlug van die Messenger, toon kenmerkende kenmerke van vulkanisme. Byvoorbeeld, verskeie ou kraters was tot op die rand gevul met lawastrome, soortgelyk aan dieselfde formasies op die Maan en Mars. Die wydverspreide vlaktes op Mercurius is egter moeiliker om te bepaal. Aangesien hulle ouer is, is dit duidelik dat vulkane en ander vulkaniese formasies dalk geërodeer of andersins ineengestort het, wat dit moeilik maak om te verklaar. Dit is belangrik om hierdie ou vlaktes te verstaan, aangesien hulle waarskynlik verantwoordelik is vir die verdwyning van meer van die 10–30 km deursnee kraters in vergelyking met die Maan.
Escarps
Honderde gekartelde rande is die belangrikste landvorme van Mercurius, wat ons in staat stel om 'n idee te kry van die interne struktuur van die planeet. Die lengte van hierdie rotse wissel van tiene tot meer as duisende kilometers, en die hoogte wissel van 100 m tot 3 km. As 'nvan bo gesien, lyk hul rande gerond of gekartel. Dit is duidelik dat dit die gevolg is van kraakvorming, wanneer 'n deel van die grond verrys en op die omliggende gebied gelê het. Op die Aarde is sulke strukture beperk in volume en ontstaan onder plaaslike horisontale samedrukking in die Aarde se kors. Maar die hele oppervlak van Mercurius wat ondersoek is, is bedek met skarpe, wat beteken dat die planeet se kors in die verlede afgeneem het. Uit die aantal en geometrie van skarpe volg dit dat die planeet in deursnee met 3 km afgeneem het.
Verder moes krimping tot relatief onlangs in die geologiese geskiedenis voortgeduur het, aangesien sommige skarpe die vorm van goed bewaarde (en dus relatief jong) impakkraters verander het. Die verlangsaming van die aanvanklik hoë spoed van die planeet se rotasie deur getykragte het 'n kompressie in die ekwatoriale breedtegrade van Mercurius veroorsaak. Die wêreldwyd verspreide skarpe dui egter op 'n ander verduideliking: laat mantelafkoeling, moontlik gekombineer met die stolling van 'n deel van die eens heeltemal gesmelte kern, het gelei tot kernsamedrukking en vervorming van die koue kors. Die krimping van Mercurius se grootte namate sy mantel afgekoel het, moes meer longitudinale strukture tot gevolg gehad het as wat gesien kan word, wat daarop dui dat die sametrekkingsproses onvolledig is.
Mercurius se oppervlak: waarvan is dit gemaak?
Wetenskaplikes het probeer om die samestelling van die planeet uit te vind deur sonlig wat deur verskillende dele daarvan weerkaats word, te bestudeer. Een van die verskille tussen Mercurius en die Maan, behalwe dat eersgenoemde effens donkerder is, is dat die spektrumsy oppervlak helderheid is minder. Byvoorbeeld, die see van die Aarde se satelliet - gladde ruimtes wat met die blote oog sigbaar is as groot donker kolle - is baie donkerder as die hooglande wat met kraters gestippel is, en die vlaktes van Mercurius is net effens donkerder. Die kleurverskille op die planeet is minder uitgesproke, alhoewel die Messenger-beelde wat met 'n stel kleurfilters geneem is, klein baie kleurvolle areas getoon het wat verband hou met die openinge van vulkane. Hierdie kenmerke, plus die relatief onopvallende sigbare en naby-infrarooi spektrum van weerkaatste sonlig, dui daarop dat Mercurius se oppervlak bestaan uit yster- en titaanarm, donkerder gekleurde silikaatminerale as die maanseë. In die besonder kan die planeet se gesteentes laag in ysteroksiede (FeO) wees, wat lei tot die aanname dat dit onder baie meer verminderende toestande (d.w.s. 'n gebrek aan suurstof) as ander aardse lede gevorm is.
Probleme van afstandnavorsing
Dit is baie moeilik om die samestelling van die planeet te bepaal deur afstandwaarneming van sonlig en die spektrum van termiese straling wat die oppervlak van Mercurius weerkaats. Die planeet verhit sterk, wat die optiese eienskappe van mineraaldeeltjies verander en direkte interpretasie bemoeilik. Die Messenger was egter toegerus met verskeie instrumente wat nie aan boord van die Mariner 10 was nie, wat die chemiese en minerale samestelling direk gemeet het. Hierdie instrumente het 'n lang tydperk van waarneming vereis terwyl die skip naby Mercurius gebly het, so konkrete resultate na die eerste drieDaar was geen kort vlugte nie. Eers tydens die wentelbaansending van die Boodskapper het genoeg nuwe inligting oor die samestelling van die planeet se oppervlak verskyn.
