Het oppervlak van Mercurius lijkt, kortom, op de maan. Uitgestrekte vlaktes en veel kraters geven aan dat de geologische activiteit op de planeet miljarden jaren geleden is gestopt.
Oppervlaktepatroon
Het oppervlak van Mercurius (foto wordt later in het artikel gegeven), genomen door de sondes "Mariner-10" en "Messenger", leek uiterlijk op de maan. De planeet is grotendeels bezaaid met kraters van verschillende groottes. De kleinste die zichtbaar zijn op de meest gedetailleerde foto's van de Mariner hebben een diameter van enkele honderden meters. De ruimte tussen grote kraters is relatief vlak en bestaat uit vlaktes. Het lijkt op het oppervlak van de maan, maar neemt veel meer ruimte in beslag. Vergelijkbare gebieden omringen de meest prominente inslagstructuur van Mercurius, gevormd als gevolg van een botsing, het Zhara Plain Basin (Caloris Planitia). Bij een ontmoeting met Mariner 10 was slechts de helft verlicht en het werd volledig geopend door Messenger tijdens zijn eerste vlucht langs de planeet in januari 2008.
Kraters
De meest voorkomende landvormen op de planeet zijn kraters. Ze bedekken een groot deel van het oppervlak. Kwik. De planeet (hieronder afgebeeld) lijkt op het eerste gezicht op de maan, maar bij nader onderzoek onthullen ze interessante verschillen.
Mercurius' zwaartekracht is meer dan twee keer zo groot als die van de maan, deels vanwege de hoge dichtheid van zijn enorme kern van ijzer en zwavel. De sterke zwaartekracht heeft de neiging om het materiaal dat uit de krater wordt uitgeworpen dicht bij de plaats van inslag te houden. Vergeleken met de maan viel hij op slechts 65% van de maanafstand. Dit kan een van de factoren zijn die hebben bijgedragen aan de vorming van secundaire kraters op de planeet, gevormd onder invloed van uitgestoten materiaal, in tegenstelling tot de primaire kraters die rechtstreeks zijn ontstaan door een botsing met een asteroïde of komeet. De hogere zwaartekracht betekent dat de complexe vormen en structuren die kenmerkend zijn voor grote kraters - centrale pieken, steile hellingen en een vlakke basis - op Mercurius worden waargenomen bij kleinere kraters (minimale diameter ongeveer 10 km) dan op de maan (ongeveer 19 km). Structuren die kleiner zijn dan deze afmetingen hebben eenvoudige komvormige contouren. De kraters van Mercurius zijn anders dan die op Mars, hoewel de twee planeten een vergelijkbare zwaartekracht hebben. Verse kraters op de eerste zijn meestal dieper dan vergelijkbare formaties op de tweede. Dit kan te wijten zijn aan het lage geh alte aan vluchtige materie van de korst van Mercurius of hogere inslagsnelheden (omdat de snelheid van een object in een baan om de zon toeneemt naarmate het de zon nadert).
Kraters met een diameter van meer dan 100 km beginnen de ovale vorm te benaderen die kenmerkend is voor dergelijkegrote formaties. Deze constructies - polycyclische bassins - zijn 300 km of meer groot en zijn het resultaat van de krachtigste botsingen. Enkele tientallen van hen werden gevonden op het gefotografeerde deel van de planeet. Messenger-afbeeldingen en laser altimetrie hebben enorm bijgedragen aan het begrijpen van deze resterende littekens van de vroege asteroïdebombardementen van Mercurius.
Zhara Plain
Deze impactstructuur strekt zich uit over 1550 km. Toen het voor het eerst werd ontdekt door Mariner 10, geloofde men dat het veel kleiner was. Het interieur van het object is gladde vlaktes bedekt met gevouwen en gebroken concentrische cirkels. De grootste bergketens strekken zich uit over enkele honderden kilometers lang, ongeveer 3 km breed en minder dan 300 meter hoog. Meer dan 200 breuken, vergelijkbaar in grootte met de randen, komen uit het midden van de vlakte; velen van hen zijn depressies begrensd door voren (grabens). Waar grijpers elkaar kruisen met richels, hebben ze de neiging om er doorheen te gaan, wat hun latere formatie aangeeft.
Oppervlaktetypes
Zhara Plain is omgeven door twee soorten terrein - de rand en het reliëf gevormd door afgedankte rotsen. De rand is een ring van onregelmatige bergblokken met een hoogte van 3 km, de hoogste bergen op aarde, met relatief steile hellingen naar het midden toe. De tweede veel kleinere ring is 100-150 km verwijderd van de eerste. Achter de buitenste hellingen is er een zone van linearradiale bergkammen en valleien, gedeeltelijk gevuld met vlaktes, waarvan sommige bezaaid zijn met talrijke heuvels en heuvels van enkele honderden meters hoog. De oorsprong van de formaties die de brede ringen rond het Zhara-bekken vormen, is controversieel. Sommige vlakten op de maan werden voornamelijk gevormd als gevolg van de interactie van ejecta met de reeds bestaande oppervlaktetopografie, en dit kan ook gelden voor Mercurius. Maar de resultaten van Messenger suggereren dat vulkanische activiteit een belangrijke rol speelde bij hun vorming. Niet alleen zijn er weinig kraters in vergelijking met het Zhara-bekken, wat wijst op een lange periode van formatie van vlaktes, maar ze hebben andere kenmerken die duidelijker geassocieerd zijn met vulkanisme dan op de Mariner 10-afbeeldingen te zien was. Kritisch bewijs van vulkanisme is afkomstig van afbeeldingen van Messenger die vulkanische openingen tonen, vele langs de buitenrand van de Zhara-vlakte.
Radithlady Crater
Caloris is een van de jongste grote polycyclische vlaktes, althans in het verkende deel van Mercurius. Het is waarschijnlijk gevormd in dezelfde tijd als de laatste gigantische structuur op de maan, ongeveer 3,9 miljard jaar geleden. De afbeeldingen van Messenger onthulden nog een veel kleinere inslagkrater met een zichtbare binnenring die zich veel later zou hebben gevormd, het Raditlady Basin.
Vreemde antipode
Aan de andere kant van de planeet, precies 180° tegenover de Zhara-vlakte, bevindt zicheen stukje vreemd vervormd terrein. Wetenschappers interpreteren dit feit door te spreken over hun gelijktijdige vorming door seismische golven te concentreren van gebeurtenissen die het antipodale oppervlak van Mercurius beïnvloedden. Het heuvelachtige en omzoomde terrein is een uitgestrekte zone van hooglanden, die heuvelachtige polygonen zijn van 5-10 km breed en tot 1,5 km hoog. De kraters die er eerder waren, zijn door seismische processen veranderd in heuvels en scheuren, waardoor dit reliëf is ontstaan. Sommige hadden een platte bodem, maar toen veranderde de vorm, wat wijst op hun latere vulling.
Plains
De vlakte is het relatief vlakke of zacht golvende oppervlak van Mercurius, Venus, Aarde en Mars, dat overal op deze planeten te vinden is. Het is een "canvas" waarop het landschap zich heeft ontwikkeld. De vlaktes zijn het bewijs van het proces van het afbreken van het ruige terrein en het creëren van een afgeplatte ruimte.
Er zijn minstens drie manieren van "polijsten" die waarschijnlijk het oppervlak van Mercurius hebben afgeplat.
Een van de manieren - het verhogen van de temperatuur - vermindert de sterkte van de schors en zijn vermogen om hoog reliëf vast te houden. Gedurende miljoenen jaren zullen de bergen "zinken", de bodem van de kraters zal stijgen en het oppervlak van Mercurius zal egaliseren.
De tweede methode omvat de beweging van rotsen naar lagere delen van het terrein onder invloed van de zwaartekracht. Na verloop van tijd hoopt steen zich op in de laaglanden en vult de hogere niveausnaarmate het volume toeneemt. dit is hoe lavastromen uit de ingewanden van de planeet zich gedragen.
De derde manier is om rotsfragmenten op het oppervlak van Mercurius van bovenaf te raken, wat uiteindelijk leidt tot de uitlijning van het ruige terrein. Krateruitstoot en vulkanische as zijn voorbeelden van dit mechanisme.
Vulkanische activiteit
Enig bewijs voor de hypothese van de invloed van vulkanische activiteit op de vorming van veel van de vlakten rond het Zhara-bekken is al gepresenteerd. Andere relatief jonge vlaktes op Mercurius, die vooral zichtbaar zijn in gebieden die tijdens de eerste vlucht van de Boodschapper onder lage hoeken verlicht zijn, vertonen karakteristieke kenmerken van vulkanisme. Zo waren verschillende oude kraters tot de rand gevuld met lavastromen, vergelijkbaar met dezelfde formaties op de maan en Mars. De wijdverbreide vlaktes op Mercurius zijn echter moeilijker te beoordelen. Omdat ze ouder zijn, is het duidelijk dat vulkanen en andere vulkanische formaties zijn geërodeerd of anderszins zijn ingestort, waardoor ze moeilijk te verklaren zijn. Het is belangrijk om deze oude vlakten te begrijpen, omdat ze waarschijnlijk verantwoordelijk zijn voor het verdwijnen van meer van de kraters met een diameter van 10-30 km in vergelijking met de maan.
Escarps
Honderden gekartelde richels zijn de belangrijkste landvormen van Mercurius, waardoor we een idee kunnen krijgen van de interne structuur van de planeet. De lengte van deze rotsen varieert van tientallen tot meer dan duizenden kilometers, en de hoogte varieert van 100 m tot 3 km. Als eenvan bovenaf gezien lijken hun randen afgerond of gekarteld. Het is duidelijk dat dit het gevolg is van scheurvorming, wanneer een deel van de grond op de omgeving opsteeg en kwam te liggen. Op aarde zijn dergelijke structuren beperkt in volume en ontstaan ze onder lokale horizontale samendrukking in de aardkorst. Maar het hele onderzochte oppervlak van Mercurius is bedekt met littekens, wat betekent dat de aardkorst in het verleden is afgenomen. Uit het aantal en de geometrie van de steile hellingen volgt dat de diameter van de planeet met 3 km is afgenomen.
Bovendien moet de krimp tot relatief recent in de geologische geschiedenis zijn doorgegaan, aangezien sommige steile hellingen de vorm van goed bewaarde (en dus relatief jonge) inslagkraters hebben veranderd. De vertraging van de aanvankelijk hoge rotatiesnelheid van de planeet door getijdekrachten veroorzaakte een compressie in de equatoriale breedtegraden van Mercurius. De wereldwijd verspreide scarps suggereren echter een andere verklaring: late mantelkoeling, mogelijk gecombineerd met het stollen van een deel van de ooit volledig gesmolten kern, leidde tot kerncompressie en vervorming van de koude korst. Het krimpen van Mercurius' omvang toen de mantel afkoelde, had moeten resulteren in meer longitudinale structuren dan kan worden gezien, wat suggereert dat het samentrekkingsproces onvolledig is.
Het oppervlak van Mercurius: waar is het van gemaakt?
Wetenschappers probeerden de samenstelling van de planeet te achterhalen door zonlicht te bestuderen dat door verschillende delen ervan wordt weerkaatst. Een van de verschillen tussen Mercurius en de maan, behalve dat de eerste iets donkerder is, is dat het spectrumde oppervlaktehelderheid is minder. De zeeën van de satelliet van de aarde - gladde ruimtes die met het blote oog zichtbaar zijn als grote donkere vlekken - zijn bijvoorbeeld veel donkerder dan de hooglanden bezaaid met kraters, en de vlakten van Mercurius zijn slechts iets donkerder. De kleurverschillen op de planeet zijn minder uitgesproken, hoewel de Messenger-afbeeldingen, gemaakt met een set kleurfilters, kleine, zeer kleurrijke gebieden lieten zien die verband houden met de ventilatieopeningen van vulkanen. Deze kenmerken, plus het relatief onopvallende zichtbare en nabij-infrarode spectrum van gereflecteerd zonlicht, suggereren dat het oppervlak van Mercurius is samengesteld uit ijzer- en titaniumarme, donkerder gekleurde silicaatmineralen dan de maanzeeën. In het bijzonder kunnen de gesteenten van de planeet weinig ijzeroxiden (FeO) bevatten, wat leidt tot de veronderstelling dat het werd gevormd onder veel meer reducerende omstandigheden (d.w.z. gebrek aan zuurstof) dan andere aardse leden.
Problemen van afstandsonderzoek
Het is erg moeilijk om de samenstelling van de planeet te bepalen door middel van teledetectie van zonlicht en het spectrum van thermische straling dat het oppervlak van Mercurius weerkaatst. De planeet warmt sterk op, wat de optische eigenschappen van minerale deeltjes verandert en directe interpretatie bemoeilijkt. De Messenger was echter uitgerust met verschillende instrumenten die niet aan boord waren van de Mariner 10, die de chemische en minerale samenstelling direct konden meten. Deze instrumenten vereisten een lange observatieperiode terwijl het schip dicht bij Mercurius bleef, dus concrete resultaten na de eerste drieEr waren geen korte vluchten. Pas tijdens de orbitale missie van de Boodschapper verscheen voldoende nieuwe informatie over de samenstelling van het planeetoppervlak.
