Солнечная система

Глава IV МЕРКУРИЙ

Меркурий — ближайшая к Солнцу планета и одна из ближайших к Земле. Минимальное расстояние до него в нижнем соединении всего 80 млн. км, но наблюдать его в это время не удается как из-за яркого света Солнца, так и потому, что к Земле в этот период обращена его ночная сторона. Но и в наибольшей элонгации (18-28°) Меркурий можно наблюдать только на фоне довольно светлого сумеречного неба в течение короткого времени после захода Солнца или перед его восходом. Тем не менее, увидеть Меркурий нетрудно, если только знать короткие календарные периоды его видимости, знать, где его искать и помнить, что он виден очень недолго, теоретически не более 1,5 ч., а практически намного меньше. В дневное время его можно видеть только с помощью телескопа, причем различить какие-либо детали на нем практически не удается.

Распределение энергии по спектру отраженного какой-то поверхностью света позволяет сравнить состав поверхности со свойствами известных горных пород. Такие измерения называют спектрофотометрическими. Они показывают, что по своим свойствам поверхностные породы многих областей Меркурия напоминают материковые породы Луны, хотя и несколько светлее их. Из наземных телескопических наблюдений давно были найдены основные характеристики орбиты Меркурия она наклонена к плоскости эклиптики на 7° и сильно вытянута: при среднем расстоянии от Солнца в 0,39 а.е. Меркурий приближается к нему в перигелии до 0,31 а.е. и удаляется в афелии до 0,47 а.е. Орбитальная скорость планеты в среднем составляет 48 км/с., а в максимуме (в перигелии) достигает 54 км/с., что почти вдвое превышает скорость Земли. Сидерический период обращения вокруг Солнца составляет 88 сут.

До начала космических исследований диаметр планеты был известен неточно, а оценка его массы и средней плотности была затруднена из-за отсутствия спутников. Ошибочно считалось, что период вращения планеты совпадает с периодом ее обращения вокруг Солнца, в результате чего она постоянно обращена к светилу одной стороной; утверждалось, что на одном полушарии Меркурия вечный зной, а на другом — вечный космический холод. Но оказалось, что Солнце освещает оба полушария планеты, а единственные области, где оно никогда не восходит — глубокие долины на полюсах Меркурия.

Атмосфера у Меркурия крайне разрежена, в миллионы раз менее плотная, чем у Земли, причем с необычным газовым составом. В 1974 г. американский зонд «Маринер-10» был выведен на орбиту спутника Солнца и в 1974—1975 гг. трижды сблизился с Меркурием. По существу, все основные данные о физике планеты и ее изображения были получены в этих сближениях. Следующим исследователем Меркурия должен стать зонд MESSENGER (MErcury Surface, Space Environment, GEochemistry and Ranging) запущенный NASA 3 августа 2004 г. Он дважды пролетит мимо Меркурия (в 2008 и 2009 гг.), а затем, в 2011 г., выйдет на орбиту вокруг него.

Ранее высказывались предположения о возможном существовании еще одной небольшой планеты внутри орбиты Меркурия (ее хотели назвать Вулканом). Но такой планеты нет. Меркурий — ближайшая к Солнцу планета.

Первые сомнения по поводу синхронности суточного вращения и орбитального обращения Меркурия принесли наблюдения теплового излучения планеты, выполненные в 1962 г. Если исходить из синхронного вращения, с вечным днем на одной стороне и вечной ночью на другой, то средние температуры полушарий должны составить 880 и 60 К (т.е. около +600°С и —210°С). Принятое от поверхности Меркурия тепловое радиоизлучение (с глубины около 10 см.) показало, что дневная сторона не так горяча, как ожидалось, а от ночной исходит ощутимый поток тепла. Поскольку атмосферы нет, а перенос тепла сквозь твердое тело планеты пренебрежимо мал, был сделан вывод о несинхронном вращении планеты. Но действительность оказалась еще интереснее: Меркурий находится в резонансном, но несинхронном вращении. Эти данные были получены с помощью наземной планетной радиолокации в 1965 г. (она же позволила в 1967 г. определить радиус планеты с ошибкой всего в 5 км.).

Сравнивая период обращения Меркурия вокруг Солнца (87,97 сут.) с периодом его осевого вращения (58,65 сут.), мы видим, что они находятся в точном соотношении 3:2. Значит, за год планета совершает полтора оборота вокруг оси. Проходя через любую конкретную точку орбиты, он через раз подставляет Солнцу одно и то же полушарие, а через раз — ему противоположное.

Поэтому солнечные сутки длятся на Меркурии вдвое дольше его года и втрое дольше его звездных суток (т.е. 176 земных суток). Температура поверхности Меркурия достигает наибольшего значения в двух диаметрально противолежащих областях, которые попеременно оказываются подсолнечными, когда планета проходит перигелий. Одна из них получила название Planitia Caloris (равнина Жары).

До сих пор у нас нет полной карты Меркурия, поскольку сближения «Маринера-10» с ним происходили так, что каждый раз аппарат передавал изображения одного и того же освещенного Солнцем полушария планеты. По этой причине до первого пролета «Мессенджера» (14 января 2008 г.) было картировано только 35% поверхности планеты. Чтобы исправить перегиб в пользу ученых, образовавшийся на картах Луны и Марса, астрономы решили называть детали рельефа Меркурия именами писателей, музыкантов, художников и поэтов. На карте Меркурия можно встретить имена Баха, Толстого, Шекспира, Бетховена…

Близость периодов осевого вращения и орбитального обращения, а также большой эксцентриситет орбиты Меркурия приводят к тому, что Солнце в своем видимом движении по небу планеты останавливается и даже возвращается назад. В некоторых областях восходы и заходы Солнца наблюдаются дважды за одни сутки, причем как на востоке, так и на западе.

Меркурий — маленькая планета, его диаметр всего на 40% больше лунного. Но масса планеты довольно велика, в 4,5 раза больше лунной, поэтому его средняя плотность почти такая же высокая, как у Земли. Можно сказать, что Меркурий объединяет в себе некоторые черты Земли, Луны и даже Марса: хотя поверхность Меркурия внешне почти неотличима от лунной, его внутреннее строение во многом напоминает земное, а ускорение свободного падения на поверхности (3,7 м/с²) практически такое же, как у Марса.

Уникальность вращения Меркурия заключается не только в том, какие бока он подставляет Солнцу; у него еще наблюдаются и любопытные соотношения с движением Земли. Во-первых, между двумя последовательными нижними соединениями с Землей (т.е. пересечениями линии Солнце-Земля), он успевает сделать почти ровно два оборота вокруг оси (115,88/58,6461=1,976). Во-вторых, в течение земного года Меркурий успевает сделать почти точно 3 оборота вокруг Солнца и 6 оборотов вокруг оси. И вот к чему это приводит.

В средних широтах Северного полушария (где раньше жило большинство астрономов) существует два удобных периода для наблюдения Меркурия — это дни его наибольшей восточной элонгации весной и наибольшей западной элонгации осенью. Весенним вечером и осенним утром эклиптика под наибольшим углом пересекает горизонт, и Меркурий поднимается довольно высоко. Поэтому наблюдатели обычно пропускают зимние и летние элонгации, используя для наблюдения осенние и весенние, т.е. проводят наблюдения через 1,5 синодических периода (115,88×1,5=173,8 сут.). Оборот Меркурия вокруг оси относительно направления на Землю занимает (58,6461^—1—365,256^—1)^—1=69,864 сут. Поэтому между периодами наблюдения он успевает повернуться 2,5 раза. Казалось бы, мы должны таким образом наблюдать попеременно то одно, то другое полушария планеты. Но это не так: за полгода Солнце меняет свое положение относительно Меркурия на противоположное и вновь освещает то же полушарие, что и в прошлый сезон. В течение нескольких последовательных сезонов наблюдения астрономы видят попеременно две половинки одного и того же полушария Меркурия повернутым к Солнцу. Естественно, у них рождается уверенность в том, что планета вращается вокруг оси синхронно с обращением вокруг Солнца.

Знаменитый итальянский астроном Джованни Скиапарелли (1835—1910), больше известный в связи с марсианскими «каналами», провел первые наблюдения Меркурия в 1881 г. и повторил их ровно через год. Разумеется, никаких изменений во внешнем виде планеты он не заметил. Скиапарелли продолжал наблюдения и в 1889 г. окончательно решил, что планета всегда ориентирована одной стороной к Солнцу. В 1890 г. он пришел к аналогичному выводу и в отношении Венеры.

Печально, но Скиапарелли заблуждался как по поводу каналов на Марсе, так и в отношении синхронного вращения Меркурия и Венеры. Но это отнюдь не говорит о низкой квалификации Скиапарелли — он был замечательный наблюдатель, глубокий ученый и член многих академий, в том числе Петербургской. Просто наземные визуальные наблюдения планет в телескоп очень трудны. Не верите — попробуйте сами!

На Меркурии выделяют несколько характерных типов рельефа. По-видимому, наиболее древним является насыщенный рельеф — равнина, покрытая бесчисленным количеством перекрывающихся метеоритных кратеров, где удар каждого следующего метеоритного тела приходился на участок, уже многократно изрытый кратерами. Такая поверхность показана на рис., где размер мельчайших различимых деталей составляет 300 м. Солнце светит слева и находится довольно низко над горизонтом. Вся поверхность покрыта сплошной сетью кратеров и на вид неотличима от материковых районов Луны. Почти все эти кратеры образовались от падения крупных метеоритных тел в период формирования планеты, около 4 млрд. лет назад. Сначала выпадали протопланетные тела (планетезимали) и метеориты самых различных размеров, а потом все более мелкие фрагменты. Вместе с тем, крупные метеоритные тела порой врезались в поверхность даже на поздней стадии.

Другая отметка последовательности событий (несколько иного рода) видна в левом нижнем углу другого снимка, где расположен большой 60-км кратер с сильно разрушенным валом. На его дне заметны следы извержения лавы, образовавшей огромный поток, который двигался слева и затвердел, пройдя больше половины диаметра кратера. Извержение происходило уже после выпадения основного объема метеоритного вещества и даже после образования мелких кратеров на дне большого кратера справа. Вместе с тем, редкие и сравнительно мелкие тела выпадали на поверхность лавового натека и после его образования.

С большей или меньшей плотностью ударные образования покрывают всю известную ныне поверхность Меркурия. Возраст поверхности Меркурия очень велик: события, оставившие на ней след, в основном происходили 3,9×10⁹ лет назад. Точно так же выглядит поверхность Луны, возраст образцов которой установлен непосредственно.

Кинетическая энергия сталкивавшихся с поверхностью Меркурия протопланетных тел была очень велика. Каждый их удар сопровождался мощным взрывом, энергия которого была заметно выше, чем у обычной взрывчатки с той же массой, что у метеорита. Интересно, что лунные кратеры имеют значительно большие диаметры, чем кратеры на Меркурии, образованные такими же по массе метеороидами. Поскольку ускорение свободного падения на Меркурии (3,72 м/с²) выше, чем на Луне (1,62 м/с²), удары метеоритов выбрасывают материал не так далеко от центра: при одинаковой энергии взрыва площадь, которую покрывает выброс на Меркурии, в 5 раз меньше, чем на Луне.

Бескратерные равнины или обширные промежутки между кратерами характерны только для Меркурия. Тем не менее, сходство внешнего вида Луны и Меркурия поразительно. Более того, мелко раздробленный материал, покрывающий Меркурий, имеет примерно такие же отражательные свойства, как и реголит Луны. В основном, это так называемые анортозитовые и крип-норитовые породы, для образования которых обязательно требуется, чтобы геологическая история планеты включала естественное разделение материалов, — так называемую гравитационную и геохимическую дифференциацию, т.е. разделение горных пород в результате своеобразного «всплывания» более легких составляющих (силикатов) и погружения в ядро планеты тяжелых элементов (железа и никеля).

Некоторые меркурианские кратеры имеют систему «лучей», простирающихся на большое расстояние. Обычно яркие лучи вокруг кратеров охватывают область не более 1000 км. в диаметре. На Луне, где много таких кратеров, протяженность лучей гораздо больше из-за меньшего ускорения свободного падения. Например, лучи кратера Тихо уходят за край видимого диска Луны. Известно, что яркость лучей заметно усиливается к полнолунию, а затем ослабевает. Это объясняется высокой пористостью материала лучей: Солнце освещает внутренность мелких пор, только когда поднимается над горизонтом.

Поверхность Меркурия, как и лунная поверхность, лишена ярких цветовых оттенков. Хотя сходство рельефа и реголита Луны и Меркурия велико, поверхность Меркурия все же несет много своеобразия. Вся видимая сторона Луны покрыта огромными низинами — «морями». А на известной нам стороне Меркурия морей (т.е. равнин или «бассейнов») вообще нет; видны только кратеры разных размеров. В этом смысле Меркурий очень напоминает обратную сторону Луны, горные районы которой также сложены анортозитовыми и крип-норитовыми породами. Поверхность Меркурия отражает свет примерно так же, как обратная сторона Луны, и заметно сильнее, чем ее видимая сторона (из-за относительно большей площади лунных морей, покрытых темными морскими базальтами).

Единственное, но очень большое кратерное море на Меркурии — это упоминавшаяся выше равнина Жары, часть которой видна на рис.

Рис. Равнина Жары.

На Меркурии встречается необычная деталь рельефа — эскарп. Это уступ высотой 2—3 км., разделяющий два в общем ничем не отличающихся района. Протяженность таких обрывов — от сотен до тысячи километров. Например, эскарп Дискавери тянется от 56°ю.ш., 38°в.д. до 50°ю.ш., 36°в.д. Местами он пересекается крупными кратерами или сам пересекает их. Эскарпы образовались, когда происходило сжатие Меркурия, повлекшее за собой сдвиги и наползание отдельных участков его коры. Такое явление не известно на Луне, но в несколько ином виде встречается на Земле.

Рис. Эскарп Дискавери.

Высота гор на Меркурии, вычисленная по длине теней, оказалась меньше, чем на Луне; вероятно, это тоже связано с различием в ускорениях свободного падения. Горы Меркурия достигают 2—4 км., а наибольшая высота лунных Скалистых гор составляет 5,8 км.

Ныне считается твердо установленным, что подавляющая часть лунного, меркурианского и марсианского кратерного рельефа, а также рельеф большинства спутников планет-гигантов, образован ударно-взрывными процессами. Об этом говорит характер мелких частиц реголита, так называемых брекчий. Однако и проявлений вулканизма нашлось немало. По-видимому, разрушение грунта на большую глубину при ударах метеоритов облегчало жидкой лаве путь к поверхности.

Один из самых интересных районов Меркурия — это равнина Жары, единственное известное море на планете. Это бассейн в виде правильного круга; диаметр его превышает 1300 км. По периферии его окружают концентрические кольцевые валы, которых на можно насчитать 4 или 5. Некоторые из них достигают 2 км. в высоту. Происхождение этого огромного бассейна и концентрических кольцевых валов связывают с ударом гигантского метеоритного тела размером с небольшую планету. По-видимому, столкновение произошло в конце пика метеоритной бомбардировки, около 3,9 млрд. лет назад, когда процесс кратерообразования уже шел на убыль. Об этом говорит относительно малое количество кратеров в центральной части равнины Жары, где сравнительно ровная поверхность испещрена развитой системой трещин. По-видимому, удар при столкновении небесного тела с Меркурием был настолько сильным, что кора планеты в этом месте была пробита на огромную глубину, а сквозь разрывы в коре и мантии поднялись потоки лавы. При ее застывании образовалась сетка своеобразных трещин и концентрические кольцевые валы. Кратеры на территории равнины Жары обладают двумя особенностями. Во-первых, их мало, во-вторых, они хорошо сохранились. Именно это позволяет утверждать, что основные этапы кратерообразования к моменту возникновения равнины Жары были уже пройдены.

Именно с равниной Жары удивительным образом связано движение Меркурия. В перигелии Солнце стоит над нею почти в зените, нагревая поверхность до очень высокой температуры. Но при следующем прохождении перигелия равнина Жары находится уже на ночной стороне, а к Солнцу обращен диаметрально противоположный район планеты. Некоторый избыток массы («маскон»), если именно он контролирует приливное резонансное движение, может находиться как раз под равниной Жары.

Как это ни парадоксально, происхождение рельефа противоположной стороны планеты возможно также связано с образованием равнины Жары. Предполагается, что мощные сейсмические волны, которые возникли в момент столкновения, прошли сквозь всю планету и сфокусировались в ее диаметрально противоположной точке. В результате этого сейсмического удара возникли трещины, поверхность раскололась и вздыбилась хаотическим нагромождением многокилометровых блоков на высоту 1-2 км.

Реголит Меркурия, о составе которого говорилось выше, подвергается непрерывной термоциклической обработке. Мощность солнечного излучения, падающего на 1м² поверхности Меркурия, расположенный перпендикулярно солнечным лучам, составляет в среднем 9,15кВт., возрастая в перигелии до 11кВт. (земная поверхность за пределом атмосферы получает от Солнца 1,38кВт/м²). К тому же поверхность Меркурия темная, и только 12—18% падающего света отражается в пространство, а остальное поглощается. Это приводит к тому, что в подсолнечной точке, где Солнце в зените, из падающей на 1м² мощности до 8кВт. идет на нагрев поверхности. Температура поверхности за длинный меркурианский день поднимается очень высоко и достигает 620 К (+347°С). В перигелии температура поднимается еще выше, до 690 К (в районе равнины Жары и ее антиподе). В афелии температура подсолнечной точки около 560 К.

Глинистые породы, встречающиеся на Земле, при такой температуре необратимо теряют воду — обжигаются. Однако до очень высокой температуры разогревается только поверхностный слой Меркурия, а он сильно измельчен и поэтому имеет низкую теплопроводность, т.е. служит прекрасным теплоизолятором. Тепловое радиоизлучение показывает, что уже на глубине нескольких десятков сантиметров температура постоянная, 345—365 К (около +80°С). С другой стороны, низкая теплопроводность приводит к тому, что после захода Солнца поверхность реголита быстро остывает: уже через 2 ч. температура уменьшается до 130 К, а ночью падает до 90 К (—183°С).

Суточное изменение температуры поверхности планеты отражает физические свойства слагающих ее пород. Если днем на фоне нагретой поверхности обнаружен участок более холодный, но обладающий, как показывает фотометрия, такими же отражательными свойствами, а поверхность при этом сухая, как у Меркурия и Луны, то это означает, что происходит отток тепла в глубину. Про такой участок говорят, что он обладает повышенной тепловой инерцией, которая определяется плотностью материала и его коэффициентами теплоемкости и теплопроводности. Например, днем более холодным будет скальный массив, окруженный тем же материалом, но в сильно раздробленном состоянии. Ночью же, наоборот, раздробленный материал быстро остынет, излучив свой небольшой запас тепла, скала же будет ярко светиться в инфракрасных лучах. Такие участки тоже были обнаружены на Меркурии. Их немного, что говорит об однородности поверхности планеты. Интересно отметить, что одна из подобных деталей на ночной стороне планеты совпадает с компактной областью повышенного радиоотражения.

После всего, что сказано выше о высоких дневных температурах на Меркурии, кажется невероятным сообщение о гигантских отложениях льдов в его полярных районах. Такое открытие было сделано с помощью наземной радиолокации в начале 1990-х гг. В районах северного и южного полюсов обнаружены многочисленные пятна размером от 50 до 150 км. с присущими льду радиоотражательными свойствами. По-видимому, лед покрыт тонким слоем теплоизолирующего реголита, но главное, благодаря чему сохранились льды, — это положение полярной оси планеты, строго перпендикулярной плоскости орбиты. Из-за этого Солнце никогда не заглядывает внутрь полярных кратеров, расположенных выше 82—84° широты. Расчетная температура там постоянно держится около 60—62 К. В таких условиях испарение крупного массива льда может происходить очень медленно, за миллиарды лет.

Чтобы возникли ледяные поля, на Меркурии должны были когда-то существовать океаны и плотная атмосфера. Если открытие полярных льдов подтвердится, то наше представление об истории этой планеты полностью изменится. Однако те же радиоотражательные свойства допускают и другую трактовку, например, как отложения серы, а не льда.

Строение коры, мантии и ядра Меркурия относятся к наиболее актуальным вопросам физики этой планеты. Если представление о системе сферических оболочек, окружающих центральное ядро, справедливо для такой массивной планеты, как Земля, то планеты с малой массой могут иметь другое строение. Например, иначе устроена Луна. Уже первые искусственные спутники Луны установили неоднородность распределения масс в ее коре. Появилось новое понятие — «масконы», проявляющие себя неоднородностями в общем поле тяготения, которые и вносят возмущения в движении орбитального аппарата.

Тщательные наблюдения за движением спутников позволяют найти безразмерный момент инерции планеты I/(MR²) относительно, например, ее полярной оси. Эта важная величина указывает, как распределена масса в недрах планеты. Например, у пустотелой сферы безразмерный момент равен 2/3≈0,67. У шара с одинаковой по всему объему плотностью он равен 0,4. Если же внутри однородного шара находится более плотное ядро, их полный момент инерции будет меньше, чем 0,4. Разумеется, если планета идеально сферическая, то ее внешнее гравитационное поле не зависит от степени концентрации вещества, и наблюдения за спутником не позволят «заглянуть» внутрь планеты. Однако вращение планеты деформирует не только ее тело, но и поле; при этом, чем сильнее концентрация вещества к центру планеты, тем слабее отличается ее поле от сферического. Анализируя движение спутника, определяют форму гравитационного поля, а измерив скорость вращения и степень видимого сжатия планеты, вычисляют по этим данным момент инерции, указывающий степень концентрации вещества к центру. Затем, привлекая теоретические и экспериментальные данные о поведении материалов при высоких давлениях, рассчитывают модель строения планеты, удовлетворяющую всем измеренным параметрам.

В центре Земли, благодаря огромному давлению, плотность внутреннего ядра достигает 10,5т/м³. Плотность оболочки (коры и мантии) в 2—3 раза меньше. Безразмерный момент инерции Земли составляет 0,3309, что определенно указывает на массивное металлическое ядро. Совсем другие результаты были получены из анализа гравитационного поля Луны. По уточненным данным, ее момент равен 0,394; это несомненно говорит о том, что весь материал Луны имеет плотность, близкую к средней (3,33т/м³). У поверхности Луны породы действительно имеют плотность 3,0—3,3т/м³. Значит, если у Луны есть ядро, оно очень маленькое.

Поскольку Земля имеет наибольшую массу и размер среди планет земной группы, именно у нее следовало бы ожидать наибольшую концентрацию вещества к центру. Но неожиданно выяснилось, что безразмерный момент инерции Меркурия меньше земного: 0,324. Следовательно, железное ядро у Меркурия относительно больше, чем у Земли. Оно занимает около 45% объема планеты. Над ним расположена силикатная оболочка толщиной 600—700 км. Плотность поверхностных пород Меркурия, вероятно, того же порядка, что и у Луны, поэтому для получения наблюдаемой средней плотности планеты (5,44 г/см³) железное ядро необходимо.

Таким образом, Меркурий не удается однозначно отнести ни к типу Земли, ни к типу Луны. Его поверхность похожа на лунную, но железное ядро не уступает земному.

С помощью «Маринера-10» у Меркурия было обнаружено подобие атмосферы. Ее правильнее называть экзосферой, по аналогии с верхними, весьма разреженными этажами плотных атмосфер других планет. Существование или отсутствие атмосферы у планеты определяется рядом обстоятельств. Прежде всего, это сила тяготения: чем больше скорость ухода с поверхности планеты, тем надежнее она удерживает легкие газы. Но чем меньше молекулярная или атомная масса газа, тем труднее удержать газ. Особенно трудно удержать легкие и подвижные молекулы водорода и атомы гелия.

Важную роль играет температура внешней части атмосферы — экзосферы. С повышением температуры скорость атомов газа может достичь второй космической скорости — тогда частица навсегда покидает планету. Именно так Земля ежесуточно теряет около 100 т. водорода (но практически не теряет кислород). Близость Меркурия к Солнцу вызывает высокую температуру дневной стороны экзосферы. Вместе со слабым притяжением планеты это определило быструю потерю ее первичной атмосферы. Первым ушел водород; за ним должен был последовать гелий. Но оказалось, что одна из основных составляющих нынешней атмосферы Меркурия — именно гелий. Причина в том, что гелий непрерывно притекает в разреженную атмосферу Меркурия вместе с плазмой солнечного ветра. Плазма эта очень разрежена, но и меркурианская атмосфера — тоже. Давление у поверхности планеты примерно в 500 млрд. раз меньше, чем у поверхности Земли. Атмосфера Меркурия непрерывно утекает в межпланетное пространство, но потери ее постоянно восполняются. Каждый атом гелия, захваченный Меркурием, находится в его атмосфере в среднем 200 дней, главным образом на ночной стороне планеты, после чего покидает ее.

Кроме гелия, в атмосфере Меркурия найдено ничтожное количество водорода. Его примерно в 50 раз меньше, чем гелия. Другие газы не обнаружены. Предполагая, что они там все же присутствуют, специалисты оценивают общее максимальное количество атомов и молекул газа в атмосфере как 2×10¹⁴ над 1см² поверхности. При высоте атмосферы в сотни километров это дает плотность у поверхности около 10⁷см^—3. Подобная степень разрежения пока недоступна земной вакуумной технике. Атомы и молекулы газов в такой атмосфере движутся по баллистическим траекториям и встречаются столь редко, что никакие реакции между ними невозможны. Соприкасаясь с поверхностью, они приобретают скорость, зависящую от ее температуры. Поэтому на ночной стороне Меркурия скорость атомов газа значительно меньше, чем на дневной. В результате в вертикальном столбе атмосферы ночью содержится в 30 раз большее число атомов гелия, чем днем. Но и при таких концентрациях сами понятия температуры и давления лишены смысла.

В 1985 г. методом наземной спектроскопии в составе меркурианской атмосферы были обнаружены пары щелочных металлов — натрия и калия — примерно в соотношении 25:1, в ничтожных, но спектроскопически измеримых количествах: до 10¹¹атомов/см² поверхности. Излучение в линиях натрия и калия прослеживается на больших высотах над планетой, причем его интенсивность непостоянна. По некоторым данным, испарение щелочных металлов происходит из коры планеты, с глубины до 10 км., причем наблюдалось повышение их концентрации над равниной Жары. Положение еще больше усложняется тем, что отмечена связь этих эмиссий с солнечной активностью.

Присутствию в экзосфере Меркурия паров щелочных металлов пока нет исчерпывающих объяснений. Из-за большого эксцентриситета его орбиты в коре планеты рассеивается значительная приливная энергия, что обязательно должно вызвать ее разогрев. Можно предположить, что такой разогрев вызывает истечение паров щелочных металлов и их солей через небольшие газовые вулканы — фумаролы.

Плазма солнечного ветра состоит из заряженных частиц — электронов, протонов, ядер гелия. Достигая планеты, обладающей магнитным полем, потоки частиц сталкиваются с магнитосферой. Поскольку магнитное поле убывает с расстоянием, на некотором удалении от планеты его давление сравнивается с газодинамическим давлением солнечной плазмы, там она и останавливается. Именно вдоль этой границы расположен слой, по которому течет ток. Впереди слоя набегающая плазма образует ударную волну, в которой она сильно разогревается. В случае Земли эти события разыгрываются примерно на расстоянии 70 тыс. км. от планеты (со стороны Солнца).

Надежно установлено, что медленно вращающаяся Луна практически лишена магнитного поля. Тем более удивительным было обнаружение ударной волны и магнитного поля вблизи Меркурия. Правда, нельзя категорически утверждать, что все обнаруженное магнитное поле есть дипольное поле самой планеты. Представление магнитного поля Меркурия дипольным приближением несколько условно. Существуют сложные механизмы внедрения (имплантации) магнитного поля Солнца, перенесенного плазмой солнечного ветра, в магнитосферу планеты. Но предположение о поле самой планеты лучше объясняет наблюдаемые явления. Его напряженность на экваторе достигает 3,5×10^—3Гс., а у полюсов 7×10^—3Гс. Это примерно 0,7% от напряженности земного магнитного поля. Наклон оси диполя к оси вращения Меркурия 12° (у Земли 10°). Направление магнитных диполей у Меркурия и Земли одинаково.

Магнитное поле Меркурия — это поставленный самой природой чистый эксперимент. Отсутствие атмосферы в сочетании с заметным собственным полем планеты позволяет исследовать явления обтекания магнитосферы солнечным ветром в условиях, которые не реализуются больше ни у одной планеты Солнечной системы.

Существование магнитного поля у Меркурия должно быть связано с жидким состоянием его ядра, на которое приходится около 60% массы планеты. Вместе с тем, расчеты показывают, что за время жизни планеты жидкое вначале ядро должно было затвердеть; а в твердом ядре магнитное поле возбудиться не может. Более того, на остывание ядра хватило бы и значительно меньшего времени: всего 1,5—2,0 млрд. лет. Чтобы решить проблему, предполагают, что в металлическом ядре много серы, а у легированного серой железо-никелевого сплава значительно снижается температура затвердевания, и ядро может сохранить свое жидкое состояние. Тем не менее, многие противоречия остаются неразрешенными. В 1996 г. появилось сообщение о том, что магнитное поле аналогичного характера и интенсивности обнаружено у других медленно вращающихся небесных тел, более или менее близких к Меркурию по размерам и массе. Это спутники Юпитера Ганимед и, возможно, Европа.

Желая понять природу планет, мы неизбежно возвращаемся к вопросу о формировании Солнечной системы. Процессы, происходившие 4,5 млрд. лет назад, к сожалению, известны недостаточно полно. Одна из проблем — источники тепла для образования жидкой лавы, заполнявшей ударные кратеры на Меркурии и Луне. Анализ лунных пород показывает, что возраст застывших на поверхности лав достигает 4 млрд. лет. Это говорит об очень высокой скорости, с которой такого рода планеты прошли гравитационную дифференциацию, разделившую легкие и плотные компоненты. На это ушло всего несколько сотен миллионов лет. Лавовые излияния происходили одновременно с формированием кратерированной поверхности планеты. Таким образом, в это время в недрах планеты уже имелись резервуары расплавленной лавы. Однако, хотя в гравитационной дифференциации и выделяется много энергии, для ее начала температура планеты уже должна быть достаточно высокой.

У планет группы Земли разогрев недр объясняется выделением тепла при распаде радиоактивных изотопов тория, урана, калия и других элементов. После завершения гравитационной дифференциации эти элементы оказались в основном сосредоточенными в мантии планеты, поэтому их современное содержание известно, а исходное количество вычисляется по известной скорости радиоактивного распада. Основанный на этом расчет показывает, что на предшествовавший гравитационной дифференциации разогрев Меркурия должно было уйти 1,0—1,5 млрд. лет, что противоречит возрасту лавы.

Еще одна гипотеза — попытка объяснить быстрый разогрев интенсивной метеоритной бомбардировкой — тоже опровергается расчетами. Излучаемый планетой в единицу времени поток тепла настолько велик, что метеоритная бомбардировка могла бы компенсировать его только в том случае, если бы планета формировалась за немногие тысячи, а не за 200 млн. лет. Но это представляется совершенно нереальным.

Количественные оценки показывают, что и в самом процессе формирования Меркурия из планетезималей много неясного. При их столкновении с поверхностью планеты происходит выброс вещества — продуктов взрыва. Обломки движутся по баллистическим траекториям и выпадают на поверхность планеты, образуя вторичные кратеры. Но если энергия первичного выброса очень велика, скорость обломков может превысить значение второй космической скорости. Тогда падение планетезималей может привести уже не к росту, а к уменьшению массы планеты. Недавно было показано, что при той скорости, которой обладали протопланетные тела вблизи орбиты Меркурия, энергия ударов была настолько велика, что выпадение метеоритного вещества должно было приводить не к росту, а к уносу продуктов выброса и к уменьшению массы образующейся планеты.

По-видимому, в период затухания метеоритной бомбардировки, как и на предыдущей стадии, продолжались местные излияния лавы, но общего плавления поверхности не происходило, хотя местные размягчения могли существовать. К этому периоду относится образование гигантской равнины Жары и других менее четко выраженных равнин.

Совсем другое происхождение, как предполагается, имеют эскарпы. Выделение массивного металлического ядра в процессе гравитационной дифференциации должно было привести к сильному — на 700К — разогреву и плавлению недр планеты с уменьшением ее радиуса примерно на 17 км. По-видимому, эти события произошли в столь давнее время, что их следы на поверхности Меркурия не сохранились. Согласно расчетам, дальнейшее плавление мантии привело, к дополнительному уменьшению радиуса на 2 км. и соответствующему сжатию коры. Именно в этом процессе наползания друг на друга отдельных блоков коры и возникли эскарпы.

В заключение напомним одну любопытную гипотезу. Еще в XIX в. было высказано предположение, что Меркурий может быть потерянным спутником Венеры. В 1970-х годах была создана математическая модель эволюции орбиты такого гипотетического спутника с массой Меркурия. Результаты оказались следующими. Будучи спутником Венеры на орбите с большой полуосью около 400 тыс. км., Меркурий должен был вызвать огромное приливное рассеяние энергии, как в собственном теле, так и в теле Венеры (подробнее об этом рассказано в разделе, посвященном Венере). Это должно было вызвать плавление коры у обоих тел, затормозить их вращение и за несколько сотен миллионов лет поднять орбиту спутника до 420 тыс. км., что неизбежно закончилось бы его потерей. В дальнейшем Венера и потерянный спутник должны были неоднократно сближаться, причем были возможны вторичные захваты последнего.

Как ни фантастична эта гипотеза на первый взгляд, ее сторонники указывают, что она непринужденно объясняет потерю вращательного момента Венерой и Меркурием; ранний разогрев коры обоих тел; значение кинематической характеристики (интеграла Якоби) для Меркурия, удовлетворяющее орбите Венеры, и, наконец, формирование Меркурия на орбите Венеры с дальнейшим переходом на его нынешнюю орбиту.

Роузвер Н.Т. Перигелий Меркурия: от Леверье до Эйнштейна. М.: Мир, 1985.

Сурдин В.Г. Приливные явления во Вселенной. М.: Знание, 1986.

Davies М.Е. et al. Atlas of Mercury. NASA, 1978. http://history.nasa.gov/SP-423/sp423.htm