Поверхность Меркурия
Поверхность Меркурия
С пролетной линии движения галлактического аппарата «Маинер-10» в 1974 г. было сфотографировано выше 40% поверхности Меркурия с рзрешением от 4 мм до 100 м, что позволило узреть Меркурий приблизительно так же, как Луну в мгле с Земли. Богатство кратеров — более тривиальная черта его поверхности, которую по-первому воспоминанию можно уподобить Луне. И не случаем даже спецы — селенологи, которым проявили эти снимки скоро после их получения приняли их за фото с Луны.
Вправду, морфология кратеров близка к лунной, их ударное происхождение не вызывает колебаний: практически у всех виден очерченный вал следы выбросов раздробленного при ударе материала с образованием в ряде всевозможных случаев соответствующих ярчайших лучей и поле вторичных кратеров. У многих кратеров различима центральная горка и террасная структура внутреннего склона. Любопытно, что такими особенностями владеют не только лишь фактически все большие кратеры поперечником выше 40-70 км, да и существенно большее число кратеров наименьших размеров, в границах 5-70 км (естественно, речь тут идет о отлично сохранившихся кратерах). Эти особенности можно отвести как на счет большей кинетической энергии тел, выпадавших на поверхность, так и на счет самого материала поверхности.
Степень эрозии и сглаживание кратеров различна. К примеру, отлично приметные лучевые структуры молвят о том, что она невелика, в то же время у ряда кратеров сохранились чуть приметные кромки. В целом меркурианские кратеры по сопоставлению с лунными наименее глубочайшие, что также можно разъяснить большей кинетической энергией метеоров из-за большего, чем на Луне ускорения силы тяжести на Меркурии. Потому образующий при ударе кратер эффективнее заполняется выкидываемым материалом. По этой же причине вторичные кратеры размещены поближе к центральному, чем на Луне, и отложения раздробленного материала в наименьшей степени маскируют первичные формы рельефа. Сами вторичные кратеры поглубже лунных, что снова же разъясняется тем, что выпадающие на поверхность осколки испытывают большее ускорение силы тяжести.
Так же, как и на Луне, можно зависимо от рельефа выделить преобладающие неровные «материковые» и существенно более гладкие «морские» районы. Последние в большей степени представляют собой котловины, которых, но, значительно меньше, чем на Луне, их размеры обычно не превосходят 400-600 км. К тому же, некие котловины слабо различимы на фоне окружающего рельефа. Исключение составляет упоминавшаяся широкая котловина Канорис (Море Жары) протяженностью около 1300 км, напоминающая известное Море Дождиков на Луне.
Может быть, что имеются и другие подобные котловины на оставшейся пока не отснятой большей части поверхности планетки. Морфология обрамляющих валов, поля вторичных кратеров, структура поверхности снутри котловины Канорис дают основания полагать, что при ее формировании было выброшено больше материала, чем при образовании Моря Дождиков, и что в предстоящем могли поочередно происходить процессы дополнительного проседания и поднятия дна, связанные с вероятным оттоком магмы и изостатическим выравниванием. В преобладающей материковой части поверхности Меркурия можно выделить как очень кратеризированные районы, с большей степенью деградации кратеров, так и занимающие необъятные местности старенькые межкратерные плоскогорья, свидетельствующие о обширно развитом старом вулканизме. Это более древнейшие сохранившиеся формы рельефа планетки.
Равнинные районы морей и примыкающих к ним участков сформировались в более позднюю эру. Об этом можно судить по слабенькой насыщенности равнин относительно маленьких размеров. Выровненные поверхности котловин, разумеется, покрыты более толстым слоем раздробленных пород — реголита. Вместе с маленьким числом кратеров тут встречаются складчатые гребки, напоминающие лунные. Некие из примыкающих к котловинам равнинных участков, возможно образовались при отложений выброшенного из их материала.
Совместно с тем для большинства равнин найдены полностью определенные свидетельства их вулканического происхождения, но это вулканизм более позднего времени, чем на межкратерных плоскогорьях. Создается воспоминание, что по собственной морфологии и возрасту эти райны Меркурия приблизительно подобны районам лунных морей и равнинных поверхностей Марса, образование которых обычно датируется периодом на рубеже около 3-4 миллиардов. годов назад. К этому периоду относят окончание шага наилее насыщенной бомбардировки планет большими телами, в итоге чего и образовались «моря» и другие большие, время от времени наименее верно проявляющиеся кратеры.
Если сейчас сравнить количество огромных котловин и кратеров поперечником более 200 км на Меркурии, Луне и Марсе, то оказывается, что их плотность примерно назад пропорционально площади поверхностей этих небесных тел, в то время как их поперечники отличаются всего в два раза. Отсюда следует, что число метеоров в областях места, занимаемого этими планетками, могло быть приблизительно схожим. Осознать это не так просто, как может показаться на 1-ый взор. Ведь обычно исходят из представлений о том, что главным регуляторным источником метеоров, «поставляемых» во внутренние области галлактики, служит астероидный пояс, а планетки находятся от него на различных расстояниях.
Но если принять во внимание, что кроме этого основного источника могут быть и другие подобные скопления астероидных тел за орбитой Плутона, также выполняющие функции «поставщиков» метеоров, различие в расположении ближайших к Солнцу планет становится несущественным. Такое предположение кажется более возможным, нежили приходящие на помощь в схожих случаях различные «трагические» догадки. Известным южноамериканским ученым Г.Везеримом для разъяснения наблюдаемых закономерностей была предложена догадка о чертовском разрушении астероида под действием приливных сил при его прохождении поблизости Земли и Венеры и следующего выпадания осколков.
Осколки могли бы тогда распределиться в границах области расположения планет земной группы примерно умеренно. При всей наружной привлекательности такового сценария нелишне, по-видимому, вспомнить философско-методологический принцип, согласно которому не нужно изобретать сути сверх нужных. Другими словами, не нужно завлекать экзотичных разъяснений, если можно ограничиться более ординарными. Анализируя главные черты поверхности Меркурия мы направляли внимание как на многие сходства, так и на значительные различия с Луной. Внимательное исследование обнаруживает еще одну наинтереснейшую особенность, проливающую свет на историю формирования планетки.
Идет речь о соответствующих следах тектонической активности в глобальном масштабе в виде специфичных крутых уступов, либо откосов-эскарпов. Эскарпы имеют протяженность от 20-500 км и высоту склонов от нескольких сотен метров до 1-2 км. По собственной морфологии и геометрии расположения на поверхности они отличаются от обыкновенны тектонических разрывов и сбросов, наблюдаемых на Луне и Марсе, и быстрее образовались за счет надвигов, напластований вследствие напряжения в поверхностном слое, появившихся при сжатии Меркурия. Об этом свидетельствует горизонтальное смещение валов неких кратеров.
Некие из эскарпов подверглись ударной бомбардировке и отчасти разрушены. Это значит, что они образовались ранее, чем кратеры на их поверхности. По сжении эрозии этих кратеров можно придти к заключению, что сжатие коры происходило в период образования «морей» около 4 миллиардов. годов назад. Более возможной предпосылкой сжатия необходимо, видимо, считать начало остывания Меркурия. Согласно другому увлекательному предположению, выдвинутому рядом профессионалов, другим механизмом сильной тектонической активности планетки в этот период могло быть приливное замедление вращения планетки приблизительно в 175 раз: от сначало предполагаемого значения около 8 часов до 58,6 суток!
Вправду, ряд хребтов, гилобов, линейчатых частей валов и эскарпов обладает преимущественной ориентацией в меридиональном направлении, с маленьким отклонением к западу и востоку, что будто бы способствует догадке. Совместно с тем нельзя исключить и того, что эти черты поверхности запечатлели внутренне напряжение в коре планетки под воздействием приливных возмущений от Солнца, игравших в особенности важную роль при образовании таких структур в процессе сжатия Меркурия.