Die Oberfläche des Merkur ähnelt, kurz gesagt, dem Mond. Weite Ebenen und viele Krater weisen darauf hin, dass die geologische Aktivität auf dem Planeten vor Milliarden von Jahren aufgehört hat.
Oberflächenmuster
Die von den Sonden "Mariner-10" und "Messenger" aufgenommene Oberfläche des Merkur (Foto folgt später im Artikel) sah äußerlich wie der Mond aus. Der Planet ist größtenteils mit Kratern unterschiedlicher Größe übersät. Die kleinsten, die auf den detailliertesten Fotos der Mariner sichtbar sind, haben einen Durchmesser von mehreren hundert Metern. Der Raum zwischen großen Kratern ist relativ flach und besteht aus Ebenen. Sie ähnelt der Oberfläche des Mondes, nimmt aber viel mehr Platz ein. Ähnliche Regionen umgeben Merkurs prominenteste Einschlagsstruktur, die als Ergebnis einer Kollision entstanden ist, das Zhara-Ebenenbecken (Caloris Planitia). Beim Treffen mit Mariner 10 war es nur zur Hälfte beleuchtet, und es wurde von Messenger während seines ersten Vorbeiflugs am Planeten im Januar 2008 vollständig geöffnet.
Krater
Die häufigsten Landformen auf dem Planeten sind Krater. Sie bedecken einen großen Teil der Oberfläche. Quecksilber. Der Planet (unten abgebildet) sieht auf den ersten Blick wie der Mond aus, aber bei näherer Betrachtung offenbaren sie interessante Unterschiede.
Merkur ist mehr als doppelt so schwer wie der Mond, teilweise aufgrund der hohen Dichte seines riesigen Kerns aus Eisen und Schwefel. Die starke Schwerkraft neigt dazu, das aus dem Krater ausgeworfene Material nahe an der Einschlagstelle zu h alten. Im Vergleich zum Mond fiel er in nur 65 % der Mondentfernung. Dies könnte einer der Faktoren sein, die zur Bildung von Sekundärkratern auf dem Planeten beigetragen haben, die unter dem Einfluss von ausgestoßenem Material entstanden sind, im Gegensatz zu den Primärkratern, die direkt aus einer Kollision mit einem Asteroiden oder Kometen entstanden sind. Die höhere Gravitation bedeutet, dass die komplexen Formen und Strukturen, die für große Krater charakteristisch sind – zentrale Gipfel, steile Hänge und eine flache Basis – auf Merkur an kleineren Kratern (Mindestdurchmesser etwa 10 km) beobachtet werden als auf dem Mond (etwa 19 km). Strukturen, die kleiner als diese Abmessungen sind, haben einfache becherartige Umrisse. Die Krater von Merkur unterscheiden sich von denen auf dem Mars, obwohl die beiden Planeten eine vergleichbare Schwerkraft haben. Frische Krater auf dem ersten sind normalerweise tiefer als vergleichbare Formationen auf dem zweiten. Dies kann auf den geringen Geh alt an flüchtigen Bestandteilen der Merkurkruste oder auf höhere Aufprallgeschwindigkeiten zurückzuführen sein (weil die Geschwindigkeit eines Objekts in der Sonnenumlaufbahn zunimmt, wenn es sich der Sonne nähert).
Krater mit einem Durchmesser von mehr als 100 km beginnen, sich der für solche Krater charakteristischen ovalen Form zu näherngroße Formationen. Diese Strukturen - polyzyklische Becken - sind 300 km oder mehr groß und das Ergebnis der stärksten Kollisionen. Mehrere Dutzend von ihnen wurden auf dem fotografierten Teil des Planeten gefunden. Messenger-Bilder und Laser altimetrie haben wesentlich zum Verständnis dieser Restnarben der frühen Asteroidenbombardierungen auf Merkur beigetragen.
Zhara-Ebene
Diese Einschlagstruktur erstreckt sich über 1550 km. Als es zum ersten Mal von Mariner 10 entdeckt wurde, wurde angenommen, dass es viel kleiner war. Das Innere des Objekts besteht aus glatten Ebenen, die mit gef alteten und gebrochenen konzentrischen Kreisen bedeckt sind. Die größten Gebirgszüge erstrecken sich über mehrere hundert Kilometer Länge, etwa 3 km Breite und weniger als 300 Meter Höhe. Mehr als 200 Brüche, in der Größe vergleichbar mit den Rändern, gehen von der Mitte der Ebene aus; Viele von ihnen sind Vertiefungen, die von Furchen (Graben) begrenzt werden. Wo sich Gräben mit Graten kreuzen, neigen sie dazu, diese zu durchqueren, was auf ihre spätere Entstehung hinweist.
Oberflächentypen
Die Zhara-Ebene ist von zwei Arten von Gelände umgeben - der Rand und das Relief bestehen aus weggeworfenem Gestein. Der Rand ist ein Ring aus unregelmäßigen Bergblöcken mit einer Höhe von 3 km, den höchsten Bergen der Erde, mit relativ steilen Hängen zur Mitte hin. Der zweite viel kleinere Ring ist 100-150 km vom ersten entfernt. Hinter den äußeren Hängen befindet sich eine lineare ZoneRadiale Kämme und Täler, die teilweise mit Ebenen gefüllt sind, von denen einige mit zahlreichen Hügeln und Hügeln übersät sind, die mehrere hundert Meter hoch sind. Der Ursprung der Formationen, die die breiten Ringe um das Zhara-Becken bilden, ist umstritten. Einige der Ebenen auf dem Mond wurden hauptsächlich durch die Wechselwirkung von Auswurfmaterial mit der bereits vorhandenen Oberflächentopographie gebildet, und dies könnte auch für Merkur gelten. Aber die Ergebnisse von Messenger legen nahe, dass vulkanische Aktivität eine bedeutende Rolle bei ihrer Entstehung gespielt hat. Es gibt nicht nur wenige Krater im Vergleich zum Zhara-Becken, was auf eine lange Periode der Ebenenbildung hinweist, sondern sie weisen auch andere Merkmale auf, die deutlicher mit Vulkanismus in Verbindung gebracht werden, als dies auf den Bildern von Mariner 10 zu sehen war. Kritische Beweise für Vulkanismus stammen von Messenger-Bildern, die Vulkanschlote zeigen, viele davon am äußeren Rand der Zhara-Ebene.
Radithlady-Krater
Caloris ist eine der jüngsten großen polyzyklischen Ebenen, zumindest im erkundeten Teil des Merkur. Es entstand wahrscheinlich zur gleichen Zeit wie die letzte riesige Struktur auf dem Mond, vor etwa 3,9 Milliarden Jahren. Die Messenger-Bilder zeigten einen weiteren, viel kleineren Einschlagskrater mit einem sichtbaren inneren Ring, der sich viel später gebildet haben könnte, das so genannte Raditlady-Becken.
Seltsamer Antipode
Auf der anderen Seite des Planeten, genau 180° gegenüber, befindet sich die Zhara-Ebeneein Stück seltsam verzerrtes Gelände. Wissenschaftler interpretieren diese Tatsache, indem sie von ihrer gleichzeitigen Entstehung sprechen, indem sie seismische Wellen von Ereignissen fokussieren, die die antipodale Oberfläche von Merkur beeinflussten. Das hügelige und gesäumte Gelände ist eine riesige Hochlandzone, die hügelige Polygone mit einer Breite von 5 bis 10 km und einer Höhe von bis zu 1,5 km sind. Die zuvor vorhandenen Krater wurden durch seismische Prozesse in Hügel und Risse verwandelt, wodurch dieses Relief entstand. Einige von ihnen hatten einen flachen Boden, aber dann änderte sich seine Form, was auf ihre spätere Füllung hindeutet.
Ebenen
Die Ebene ist die relativ flache oder sanft gewellte Oberfläche von Merkur, Venus, Erde und Mars, die überall auf diesen Planeten zu finden ist. Es ist eine „Leinwand“, auf der sich die Landschaft entwickelt hat. Die Ebenen sind ein Beweis für den Prozess des Abbaus des unwegsamen Geländes und der Schaffung eines abgeflachten Raums.
Es gibt mindestens drei Arten des "Polierens", die wahrscheinlich die Oberfläche des Merkur abgeflacht haben.
Eine der Möglichkeiten - Erhöhung der Temperatur - verringert die Festigkeit der Rinde und ihre Fähigkeit, hohe Reliefs zu h alten. Im Laufe von Jahrmillionen "sinken" die Berge, der Kraterboden hebt sich und die Merkuroberfläche ebnet sich ein.
Bei der zweiten Methode werden Felsen unter dem Einfluss der Schwerkraft in tiefere Bereiche des Geländes bewegt. Im Laufe der Zeit sammelt sich Gestein im Tiefland an und füllt die höheren Ebenenwenn sein Volumen zunimmt. so verh alten sich Lavaströme aus den Eingeweiden des Planeten.
Der dritte Weg besteht darin, von oben auf Felsbrocken auf der Merkuroberfläche zu schlagen, was letztendlich zur Ausrichtung des unwegsamen Geländes führt. Kraterauswürfe und Vulkanasche sind Beispiele für diesen Mechanismus.
Vulkanische Aktivität
Einige Beweise zugunsten der Hypothese des Einflusses vulkanischer Aktivität auf die Bildung vieler der das Zhara-Becken umgebenden Ebenen wurden bereits präsentiert. Andere relativ junge Ebenen auf Merkur, die besonders in Regionen zu sehen sind, die während des ersten Vorbeiflugs der Messenger in niedrigen Winkeln beleuchtet wurden, zeigen charakteristische Merkmale des Vulkanismus. Zum Beispiel wurden mehrere alte Krater bis zum Rand mit Lavaströmen gefüllt, ähnlich den gleichen Formationen auf Mond und Mars. Schwieriger einzuschätzen sind dagegen die weitläufigen Ebenen auf Merkur. Da sie älter sind, ist es klar, dass Vulkane und andere vulkanische Formationen möglicherweise erodiert oder auf andere Weise zusammengebrochen sind, was es schwierig macht, sie zu erklären. Das Verständnis dieser alten Ebenen ist wichtig, da sie wahrscheinlich für das Verschwinden von mehr Kratern mit einem Durchmesser von 10–30 km im Vergleich zum Mond verantwortlich sind.
Escarps
Hunderte von zerklüfteten Felsvorsprüngen sind die wichtigsten Landformen des Merkur, die es uns ermöglichen, uns ein Bild von der inneren Struktur des Planeten zu machen. Die Länge dieser Felsen variiert zwischen zehn und mehr als Tausend Kilometern, und die Höhe variiert zwischen 100 m und 3 km. Wenn einVon oben betrachtet erscheinen ihre Kanten abgerundet oder gezackt. Es ist klar, dass dies das Ergebnis einer Rissbildung ist, als ein Teil des Bodens aufstieg und sich auf die Umgebung legte. Auf der Erde sind solche Strukturen volumenbegrenzt und entstehen unter lokaler horizontaler Kompression in der Erdkruste. Aber die gesamte untersuchte Oberfläche des Merkur ist mit Steilhängen bedeckt, was bedeutet, dass die Kruste des Planeten in der Vergangenheit abgenommen hat. Aus der Anzahl und Geometrie der Steilhänge folgt, dass der Durchmesser des Planeten um 3 km abgenommen hat.
Darüber hinaus muss sich die Schrumpfung bis vor relativ kurzer Zeit in der geologischen Geschichte fortgesetzt haben, da einige Steilhänge die Form gut erh altener (und daher relativ junger) Einschlagskrater verändert haben. Die Verlangsamung der anfänglich hohen Rotationsgeschwindigkeit des Planeten durch Gezeitenkräfte erzeugte eine Verdichtung in den äquatorialen Breiten des Merkur. Die global verteilten Steilhänge legen jedoch eine andere Erklärung nahe: Späte Mantelabkühlung, möglicherweise kombiniert mit der Erstarrung eines Teils des einst vollständig geschmolzenen Kerns, führte zur Kernkompression und Deformation der k alten Kruste. Das Schrumpfen der Größe von Merkur beim Abkühlen seines Mantels hätte zu mehr Längsstrukturen führen müssen, als sichtbar sind, was darauf hindeutet, dass der Kontraktionsprozess unvollständig ist.
Merkuroberfläche: Woraus besteht sie?
Wissenschaftler versuchten, die Zusammensetzung des Planeten herauszufinden, indem sie Sonnenlicht untersuchten, das von verschiedenen Teilen davon reflektiert wurde. Einer der Unterschiede zwischen Merkur und dem Mond, abgesehen davon, dass ersterer etwas dunkler ist, ist das Spektrumseine Oberflächenhelligkeit ist geringer. Zum Beispiel sind die Meere des Erdtrabanten – glatte Räume, die mit bloßem Auge als große dunkle Flecken sichtbar sind – viel dunkler als das mit Kratern übersäte Hochland, und die Ebenen des Merkur sind nur geringfügig dunkler. Die Farbunterschiede auf dem Planeten sind weniger ausgeprägt, obwohl die Messenger-Bilder, die mit einer Reihe von Farbfiltern aufgenommen wurden, kleine sehr farbenfrohe Bereiche zeigten, die mit den Schlote von Vulkanen in Verbindung stehen. Diese Merkmale sowie das relativ unauffällige Spektrum des reflektierten Sonnenlichts im sichtbaren und nahen Infrarotbereich deuten darauf hin, dass die Oberfläche von Merkur aus eisen- und titanarmen, dunkleren Silikatmineralien besteht als die Mondmeere. Insbesondere das Gestein des Planeten kann arm an Eisenoxiden (FeO) sein, was zu der Annahme führt, dass er unter viel reduzierenderen Bedingungen (z. B. Sauerstoffmangel) entstanden ist als andere terrestrische Mitglieder.
Probleme der Fernforschung
Es ist sehr schwierig, die Zusammensetzung des Planeten durch Fernerkundung des Sonnenlichts und des Spektrums der Wärmestrahlung, die die Oberfläche des Merkur reflektiert, zu bestimmen. Der Planet heizt sich stark auf, was die optischen Eigenschaften von Mineralpartikeln verändert und eine direkte Interpretation erschwert. Die Messenger war jedoch mit mehreren Instrumenten ausgestattet, die nicht an Bord der Mariner 10 waren, die die chemische und mineralische Zusammensetzung direkt maßen. Diese Instrumente erforderten eine lange Beobachtungszeit, während das Schiff in der Nähe von Merkur blieb, also konkrete Ergebnisse nach den ersten dreiEs gab keine Kurzflüge. Erst während der Orbitalmission der Messenger tauchten genügend neue Informationen über die Zusammensetzung der Planetenoberfläche auf.
