Меркурий — ближайшая к Солнцу из девяти больших планет; на нашем небе никогда не удаляется от дневного светила больше, чем на 28°, поэтому наблюдать Меркурий с Земли особенно трудно. Время от времени планету можно различить невооруженным глазом как едва заметную светлую точку среди чарующих красок вечерней или утренней зари. В телескоп Меркурий имеет вид серпика или неполного круга, изменения формы которого по мере орбитального движения планеты наглядно показывают, что мы наблюдаем шар, освещенный с одной стороны Солнцем. В период минимальной удаленности от Земли (средний минимум 92 млн. км, минимум миниморум около 80 млн. км) Меркурий на небе земного наблюдателя бывает расположен, к сожалению, возле самого Солнца и обращен к нам своим темным (ночным) полушарием. Такие неудобства наблюдений Меркурия с наземных обсерваторий усугубляют и без того значительные трудности, связанные с малостью угловых размеров объекта, со слабостью приходящего от него энергетического потока и с помехами в земной атмосфере.
Тем не менее исследователям удается отвоевывать у природы бесценные крупицы новых знаний путем совершенствования сложнейшей аппаратуры и методики наблюдения и ценой напряженной, а подчас даже самоотверженной, работы. До 1974 г. вся информация о Меркурии (а она достаточно обширна) была получена по наземным наблюдениям.
О Меркурии написаны превосходные обзоры. Однако за последние годы некоторые сведения были уточнены. В настоящем обзоре сделана попытка изложить сведения о физике этой планеты с использованием по возможности новейших данных.
Диаметр, масса и величины, производные от них Точные знания размеров и массы планеты совершенно необходимы для нахождения ряда параметров, характеризующих физические условия на поверхности и важных для космонавтики.
Линейные диаметры всех планет, полученные из угловых диаметров, измерявшихся с Земли, являются величинами, зависящими от численного значения астрономической единицы длины. В связи с возможными уточнениями последней исторически сложилась традиция выражать диаметры планет не в линейной мере, а в угловых секундах на расстоянии 1 а. е.
Результаты измерений экваториального диаметра Меркурия заключены в пределах от 6",2 до 6",9, т. е. согласуются между собой с точностью далеко не астрономической. Новые измерения дают 6",73 ±0",03, что соответствует величине 4882 ±30 км, тогда как применение метода Герцшпрунга показало D>6",79, т. е. D>4920 км.
Лучший метод нахождения массы любой планеты основан на использовании периодов обращения ее спутников. Поскольку у Меркурия таковых нет, для вычисления его массы используют трудно наблюдаемые эффекты гравитационного взаимодействия с другими небесными телами.
Данные различных авторов, полученные с тремя или четырьмя значащими цифрами, согласуются между собой с точностью только до единиц второго десятичного знака. Этой точностью мы ограничимся в данном обзоре.
Отношение масса Солнца/масса планеты близко к 6,0*106.
По данным о значениях массы и диаметра средняя плотность оценивается в пределах от 5,30 до 5,46.
Из оценок массы и диаметра планеты легко находятся ускорение силы тяжести и параболическая (вторая космическая) скорость на уровне поверхности; первая величина составляет около 38% от значения для Земли, а вторая — приблизительно 4,3 км/сек.
Первые опыты исследования Меркурия автоматическими приборами из космоса были осуществлены с борта космического аппарата «Маринер-10» (США) 29 марта и 21 сентября 1974 г. На Землю переданы изображения поверхности планеты. Из ра-диозатменных измерений выведена величина радиуса Меркурия, составляющая на широте 2°N 2440 ±2 км, а на широте 68°N — 2438 ±2 км. Анализ трассовых данных позволил уточнить массу Меркурия, которая составляет в единицах отношения массы Солнца к массе планеты 6 023 600 ±600. Новое значение средней плотности планеты 5,44 г*см-3.
Высокую среднюю плотность Меркурия (по сравнению с плотностью вещества в земных недрах на уровне соответствующего давления) объясняют обилием тяжелых элементов. В составе Меркурия, по-видимому, преобладает железо. Вывод о высоком содержании железа и, следовательно, об ограниченном содержании силикатов приводит к допущению о значительно более низком содержании радиоактивных веществ в Меркурии, чем в веществе хондритовых метеоритов. Между тем известно, что распад радиоактивных элементов, содержащихся именно в силикатах, является одной из причин разогревания планетных недр. Значит, термическая история и современное состояние недр Меркурия в значительной мере зависят от среднего химического состава. Кроме того, следует учитывать дополнительные факторы, которых мы не знаем. К ним относятся скорость конгломерации планеты из вещества протопланетного облака, обилие и состав радиоактивных элементов в этом веществе, лучистая энергия, получаемая извне на ранних этапах эволюции. Проведенные С. В. Маевой расчеты термической истории Меркурия показали, что на всех этапах эволюции температура в недрах планеты никогда не достигала значения, необходимого для расплавления силикатного вещества или железа. Расслоение вещества по удельному весу (гравитационная дифференциация) в твердых недрах планеты происходит значительно медленнее, чем в случае расплавления. Тем не менее некоторые специалисты допускают, что Меркурий может иметь ядро, Различные модели внутреннего строения Меркурия рассмотрены и модели с однородным распределением металлического железа и с его сегрегацией в ядро.
Поверхность Меркурия. Фотометрические свойства и современные данные о рельефе
Поверхность Меркурия, освещенная солнечными лучами, кажется яркой, но измерения показали, что она довольно темная, точнее — темно-бурая. Визуальное альбедо Бонда3 для Меркурия равно 0,056 а интегральное 0,09. Средняя яркость дневной поверхности резко возрастает с приближением угла фазы к нулевому значению. Кривые изменения яркости в зависимости от угла фазы для Меркурия и Луны практически совпадают. Спектральная отражательная способность увеличивается с возрастанием длины волны по крайней мере до 1,6 мкм. Приведенные к нулевой фазе результаты измерений спектральной отражательной способности Меркурия в диапазоне от 0,32 до 1,05 мкм изображены на рис. 1, заимствованном из работы . Кривая отражательной способности Меркурия сходна с таковой для гористых и морских участков поверхности Луны и отличается от кривых для дна лунных кратеров. Исходя из этих результатов, Мак-Корд и Адамс пришли к заключению, что поверхность Меркурия покрыта, вероятно,
луноподобным твердым веществом, богатым темными вулканическими стеклами, например пироксеном. Причиной низкого альбедо может быть большое содержание в минералах железа и титана.
При исключительно благоприятных условиях, которые случаются довольно редко, на
поверхности Меркурия в телескоп можно заметить темные и светлые пятна.
Неоднократно предпринимались попытки составить карту Меркурия. Исторические карты мы здесь рассматривать не будем, поскольку их составители пользовались ошибочными данными о периоде осевого вращения планеты. Новые попытки составить карту Меркурия на основе современных представлений были предприняты Камишелем и Дольфюсом и Крукшенком и Чепменом. Более современная, улучшенная карта деталей поверхности Меркурия с указанием координат избранных деталей была составлена в 1972 г. Мюрреем, Смитом и Дольфюсом по материалам фотографических и визуальных наблюдений за 1942— 1970 гг. в астрономических обсерваториях Пик-дю-Миди (Франция) и Нью-Мехико (США).
Эта карта изображена на рис. 2. Долготы даются в новой системе отсчета, рекомендованной на 14-й сессии Международного астрономического союза (Брайтон, 1970). По заключению составителей карты видимый контраст деталей на поверхности Меркурия несколько меньше, чем в случае контрастов море — материк на Луне. Возможно, что уменьшение контраста связано с размыванием изображений темных деталей при наблюдениях Меркурия, так как угловое разрешение получается в 300 раз худшее, чем при наблюдениях Луны. Область между 350 и 90° термографической долготы, занимающая более четверти поверхности планеты, практически лишена больших контрастных деталей.
Авторы работы отмечают, что детали на поверхности Меркурия оставались неизменными на протяжении более чем 30-летнего периода наблюдений и появление атмосферной дымки в каких-либо областях планеты не обнаружено.
Исследования рельефа поверхности Меркурия выходят за пределы возможностей оптических методов современной наземной астрономии. В последнее десятилетие для изучения поверхности ближайших планет с успехом используют радиолокацию. Возможности радиолокации планет возрастают как в результате совершенствования аппаратуры, так и вследствие применения новой методики анализа данных. Однако Меркурий является очень трудным объектом исследо
ваний, поскольку принимаемый от него сигнал радиоэхо имеет мощность, приблизительно в 100 раз меньшую, чем от Венеры.
До 1970 г. группа исследователей Массачусетского технологического института безуспешно пыталась использовать двумерные радарные спектры (время задержки и частота) для оценки профиля поверхности Меркурия. Слабость отраженного сигнала не позволила выделить заметные детали рельефа или найти отклонения поверхности Меркурия от поверхности сферы. Два более успешных эксперимента по радиолокации Меркурия были проведены в 1970—1971 гг. в Голдстоуне Лабораторией реактивных двигателей Калифорнийского технологического института на волне 12,5 см и в Хайстеке Массачусетским технологическим институтом на волне 3,8 см. Была достигнута чувствительность, достаточная для изучения характеристики рассеяния. И функция рассеяния и поляризация излучения на волне 12,5 см показали, что поверхность Меркурия в значительной мере занята мелкими неровностями. По измерениям на волне 3,8 см в нескольких наблюдавшихся участках экваториальной области планеты средняя величина уклонов найдена равной приблизительно 10°. Эта величина заметно изменяется с долготой. На Меркурии наблюдались топографические детали с вариациями радиуса планеты порядка 1—3 км.
Радиолокация позволила измерить «коэффициент отражения» планеты в микроволновом диапазоне; он оказался примерно таким же, как у Луны. Поперечник рассеяния Меркурия изменялся во время наблюдений в пределах от 4 до 8% от оптического поперечника.
Параметры осевого (суточного) вращения планеты.
Неоднократно предпринимались попытки найти период осевого вращения планеты по наблюдениям пятен на поверхности. Но старые визуальные наблюдения приводили к ложному выводу о том, что Меркурий повернут к Солнцу всегда одним и тем же полушарием, т. е. к выводу о равенстве сидерического периода осевого вращения и сидерического периода обращения по орбите (87,97 суток). Такое ошибочное мнение сохранялось вплоть до открытия Петтенджила и Дайса, которые по данным радиолокационных исследований нашли, что сидерический период осевого вращения Меркурия равен 59 ±3 суток. Впоследствии это значение уточнялось. Таким образом, на самом деле Меркурий вращается, но столь медленно, что его осевое вращение трудно заметить в течение короткого промежутка времени, благоприятного для визуальных наблюдений. Многие авторы объясняют долгую жизнь ошибочной гипотезы синхронного вращения планеты «роковой» квазисоизмеримостью периода этого вращения с периодом наступления условий, наиболее благоприятных для наблюдения Меркурия (для одной астрономической обсерватории за пределами тропического пояса — только с таким уточнением утверждение будет справедливо). Необходимое стечение обстоятельств повторяется через три синодических периода, т. е. через 348 суток, а за это время Меркурий успевает повернуться приблизительно на целое число оборотов как по отношению к Солнцу, так и к Земле. В таком случае видимое размещение деталей на диске планеты и положение подсолнечной точки среди них воспроизводятся с мало заметными изменениями.
Впрочем, именно оптические наблюдения помогли уточнить период вращения Меркурия после его грубой, но надежной оценки радарным методом. Камишель и Дольфюс на основе обработки архивов обсерватории Пик-дю-Миди за 1942—1966 гг. нашли период равным 58,67 ±0,03 суток. Смит и Риис также использовали многолетние фотографические архивы и получили период вращения 58,663 ±0,021 суток. Точность радарных наблюдений непрерывно улучшается и заметно приблизилась к точности оптических методов. Новые радарные наблюдения дают период, равный 58,65 суток, с ошибкой не более 0,4%.
Мюррей, Смит и Дольфюс дополнили прежние архивы фотоснимков и зарисовок Меркурия новыми оптическими наблюдениями на обсерваториях Пик-дю-Миди и Нью-Мехико и получили период вращения равным 58,644 ±0,009 суток. Направление оси вращения планеты найдено перпендикулярным плоскости орбиты с вероятным отклонением не более 3°.
Период осевого вращения Меркурия — величина не случайная: промежуток времени 58,6462 суток составляет в точности 2/з от орбитального периода Меркурия. Это интересный вариант резонанса в спиновых колебаниях, вызванных действием гравитации Солнца на планету, внутри которой размещение массы нельзя считать строго концентрическим. Вращение с периодом 2/з периода обращения должно быть устойчивым: малая ось эллипсоида инерции планеты при каждом возвращении Меркурия в точку перигелия бывает ориентирована вдоль направления к Солнцу. В работе показано, что для возникновения спиново-орбитально-го резонанса 3/2 требуется величина сжатия эллипсоида инерции в плоскости экватора (В — А)/C>10-5, т. е. весьма незначительная.
Атмосфера Меркурия
Дольфюс на основе измерений поляризации рассеянного планетой света в различных участках спектра нашел атмосферное давление у поверхности Меркурия близким к 1 мб. Мороз получил оценку такого же порядка величины (содержание С02, равное 0,З:7,0 г/см2) по избытку поглощения над теллурическим в полосе CO2 около 1,6 мкм в спектре Меркурия. Однако попытка Биндера и Крукшенка повторить измерения Мороза дала отрицательный результат. Что касается особенностей поляризации Меркурия, то О’Лири и Ри объясняют их одними только свойствами поверхности, без привлечения атмосферных эффектов.
В работе Белтона и др. по измерениям в полосе 1,05 мкм был найден верхний предел содержания СО2 на Меркурии, равный 5 м*атм (парциальное давление у поверхности менее чем 0,35 мб), а Бергстрал и др. по наблюдениям полосы около 1,20 мкм оценили, что верхний предел не превосходит 0,58 м*атм (парциальное давление приблизительно 0,04 мб). Эти данные ставят под сомнение наличие СО2 на Меркурии.
Чтобы молекулы газа не диссипировали с Меркурия, они должны быть, во-первых, достаточно тяжелыми, а во-вторых, устойчивыми к диссоциации под действием солнечного излучения. Этим критериям удовлетворяет достаточно распространенный в солнечной системе Аr40. Наблюдения не Исключают аргоновую атмосферу с давлением у поверхности Меркурия в пределах 1 мб, но ее существование — только гипотеза.
Сходство фотометрических свойств поверхности Меркурия и Луны может служить аргументом (правда, не очень убедительным) в пользу предположения, что поверхность Меркурия подвергалась воздействию солнечного ветра. Исходя из этого, Саган и О’Лири и Ри определи верхний предел атмосферного давления у поверхности планеты равным приблизительно 10-5 мб, Белтон, Хантен и Мак-Элрой на основе вычислений темпа диссипации получили верхний предел близким к 10-6 мб. Бенкс и др. , обсудив различные возможные модели атмосферы Меркурия, допускают существование там экзосферной модели, состоящей из Не4, Ne20 и Аr40 с верхним пределом суммарного обилия 2-1014 частиц в столбе с единичным сечением. Структура такой модели определяется солнечным ветром.
Ультрафиолетовый эксперимент на «Маринере-10» подтвердил, что Меркурий окружен тонкой атмосферой с полным давлением у поверхности не более 2 * 10—9 мбар. Установлены верхние пределы обилия различных газов. Наиболее обильными компонентами могут быть Ne, Аr, Хе. Среди других газов обнаружен, в частности, Не, парциальное давление которого у поверхности составляет 2*10-12 мбар.
Условия инсоляции и температура на поверхности
Определяемая совместным действием вращения и обращения длительность одних солнечных суток на Меркурии равна в точности трем звездным меркурианским суткам или двум меркурианским годам и составляет около 176 наших дней, т. е. средних солнечных суток всемирного времени. Солнце на небе Меркурия движется с востока на запад неравномерно и заметно меняет видимые размеры вследствие эксцентриситета орбиты и периодических изменений гелиоцентрической угловой скорости планеты. Дважды за одни солнечные сутки (а именно — в каждом перигелии) видимые размеры Солнца увеличиваются, и оно приостанавливается, затем его движение приблизительно на сотню часов сменяется на попятное, после чего Солнце вновь приостанавливается и берет курс на запад.
Количество солнечной энергии, получаемой в единицу времени единичной площадкой, перпендикулярной солнечным лучам (так называемая солнечная постоянная, равная 2,00±0,04 кал/см2 * мин на верхней границе земной атмосферы), на Меркурии в перигелии приблизительно вдвое больше, чем в афелии и в 10 раз больше, чем на Земле, т. е. достигает 14 квт/м2. При этом на различных термографических долготах экватора суточный цикл освещения неодинаков. Около долгот 0 и 180° Солнце в верхней кульминации имеет максимальные угловые размеры и движется в небе очень медленно, тогда как около долгот 90 и 270° оно в полдень имеет наименьшие угловые размеры и пересекает небосклон сравнительно быстро, замедляя движение только у горизонта.
Дневное нагревание поверхности уменьшается с ростом широты места вплоть до полюсов вращения. Интересно заметить, что на самых полюсах могут быть условия непрерывного или почти непрерывного освещения: Солнце движется вдоль математического горизонта с периодичностью 176 суток, при этом центр Солнца погружается под горизонт каждые 38 суток на величину, равную наклону экватора планеты к орбите (наклон меньше, а может быть, значительно меньше 3°); верхний край Солнца если и скрывается, то ненадолго, так как глубина погружения центра под линию математического горизонта приблизительно равна радиусу Солнца, видимого с Меркурия.
С большой длительностью дня и ночи на Меркурии связано резкое различие температуры полуденных и полуночных участков поверхности, а близость планеты к Солнцу и низкое альбедо приводят к сильному нагреванию поверхности в течение дня.
Температура Меркурия найдена по измерениям собственного теплового излучения планеты в той части инфракрасного диапазона, где вклад отраженного солнечного излучения пренебрежимо мал. На среднем расстоянии от Солнца яркостная температура поверхности в подсолнечной точке Меркурия соответствует планковскому излучению абсолютно черного тела при температуре Тв= = 613° К. Цветовая температура (по отношению интенсивности при l 2,2 и 3,4 мкм) в перигелии Tс = 670±20° К.
С наиболее значительными техническими трудностями связана инфракрасная термометрия темной стороны Меркурия, так как требует, помимо высокого углового разрешения аппаратуры и кроме идеальных атмосферных условий, также надежной защиты аппаратуры от излучения серпа дневного полушария планеты и особенно высокой чувствительности детектора. Тем не менее такие измерения удалось выполнить. Мардок и Ней в диапазоне 3,75—12,0 мкм нашли температуру поверхности на ночной стороне 111 ±3° К. Таким образом, амплитуда суточных колебаний температуры на Меркурии превышает 500° К.
Инфракрасным радиометром на «Маринере-10» было измерено тепловое излучение планеты в полосе спектра около 45 мкм при минимальных размерах наблюдаемого элемента поверхности 40 км. В околоэкватори-альном скане наиболее низкая яркостная температура зарегистрирована около местной полуночи и составляет 100° К. Закон понижения температуры после захода Солнца такой же, как в случае однородного пористого материала с тепловой инерцией 0,0017 кал * см-2 *сек-72 *‘’К-1 с флуктуациями этой величины до 0,003 в отдельных районах.
Современные наблюдения теплового излучения Меркурия не ограничиваются инфракрасным диапазоном. Ведутся радиоастрономические измерения в микроволновом диапазоне, которые позволяют определить тепловой режим подповерхностного слоя планеты на различных глубинах и найти физические свойства наружного покрова планеты.
Чем больше длина волны принимаемого излучения, тем большая глубина ответственна за его происхождение. Глубина проникновения электромагнитных колебаний (т. е. толщина радиоизлучающего слоя) lэ=1/x, где x (l) — коэффициент поглощения электромагнитной волны l — длина волны. Не менее важно для нас другое выражение той же величины: lЭ=flТ, где f— коэффициент, зависящий от свойств вещества, lТ — глубина проникновения температурной волны, определяемая уменьшением амплитуды колебаний температуры в е раз по сравнению со значением на поверхности. На глубине, в 3—4 раза превышающей lT, колебания температуры практически отсутствуют. Этим определяется толщина слоя породы, прогреваемого Солнцем в течение дня. Теория вопроса детально изложена в работе.
Температура, измеренная в микроволновом диапазоне, зависит от соотношения между толщиной прогреваемого Солнцем слоя породы и толщиной радиоизлучающего слоя.
Обзоры результатов радиометрических наблюдений Меркурия на волнах от 0,19 до
11,3 см. Численные значения теплофизических параметров Меркурия приведены в конце этого раздела.
Теплофизическое поведение наружного покрова планеты говорит о его чрезвычайно низкой теплопроводности. Амплитуда суточных колебаний температуры на некоторой глубине, как и следовало ожидать, получается существенно меньше, чем по измерениям в инфракрасном диапазоне. Данные микроволновых радиоастрономических наблюдений показывают, что усредненная по всему видимому диску Меркурия яркостная температура изменяется и с углом фазы i, и с долготой L центра диска, а также зависит от отношения глубин проникновения электрической и тепловой волн. Наиболее полные результаты наблюдений, обработанные по методу наименьших квадратов, представляются следующими выражениями:
где l — длина волны электромагнитного излучения, i — угол Солнце — планета — Земля, L — термографическая долгота в системе долгот. Положение нулевого меридиана в этой системе отличается от его положения в принятой в 1970 г. системе Международного астрономического союза.
Значительные различия между выражениями температуры на миллиметровых и сантиметровых волнах нельзя объяснить одним только отличием эффективной глубины излучающего слоя. Касаясь применения к Меркурию теории радиоизлучения, разработанной для Луны, Гэри указал на необходимость учета в данном случае температурной зависимости теплофизических параметров.
Моррйсон выполнил расчеты усредненных яркостных температур Меркурия в различных диапазонах теплового излучения в функции фазового угла и положения на орбите и с учетом зависимости теплопроводности от температуры.
Вопрос о сходстве некоторых свойств наружного слоя Меркурия и Луны
Сопоставление результатов только что упомянутых расчетов c результатами наземных наблюдений позволило Моррисону выбрать наиболее вероятные значения парамет-
ров, характеризующих тепловые и электрические свойства внешнего слоя Меркурия: плотность р=1,5±0,4 г/см3; тепловая инерция l= (крс)1/2= (15 ±6). * 10-6 кал/см2 * сек1/2 * град, что заметно отличается от значения, полученного по данным «Маринера-10»;
параметр f/l=0,9±0,3 см-1, где f — отношение глубин проникновения тепловой и электрической волн, l — длина волны; коэффициент теплопроводности k=(4 ±2) *102 кал/см*сек*град; глубина проникновения тепловой волны lT=11±6 см; диэлектрическая постоянная e=2,9 ±0,5; тангенс угла потерь tg А = (0,9 ±0,4) *10-2. Сходство характеристик Меркурия и Луны позволяет допустить отсутствие резких различий в структуре их наружного слоя. Однако в вопросе о сходстве минерального состава их поверхности следует проявлять осторожность. До тех пор, пока мы не имеем экспериментальных данных о составе поверхности Меркурия, наши представления об этом сильно зависят от решения другой проблемы: подвергалась ли планета внутреннему расплавлению и гравитационной дифференциации? Луна, как известно, содержит в наружных слоях продукты расплавления недр. Высокая средняя плотность Меркурия приводит к построению моделей его внутреннего строения, которые, по-видимому, не могли подвергнуться расплавлению. Возможно, что внешнее сходство поверхности Меркурия с Луной в значительной мере обусловлено сходством процессов переработки минералов в реголит внешними факторами.
Таковы основные современные представления о природе Меркурия. Дальнейший рост уровня наших знаний в этой области науки возможен, видимо, только путем проведения новых исследований.
Скачать реферат:
Пароль на архив: privetstudent.com