Parametry Merkurego. Masa ^24 kg 5% MZ Gęstość 5427 kg/m^3 98.4% GZ. Promień równikowy km 38% RZ Promień biegunowy 2439.

Transkrypt

1 Merkury (Messenger)

2 Parametry Merkurego Masa ^24 kg 5% MZ Gęstość 5427 kg/m^3 98.4% GZ Promień równikowy km 38% RZ Promień biegunowy km 38% RZ g na powierzchni 3.7 m/s^2 37.8% gz Prędkość ucieczki 4.3 km/s 38.4% vz GM ^6 km^3/s^2 5% GMZ Nasłonecznienie W/m^2 660% NZ Temperatura pow. 400K (aph) K (per) (dzień) 100K noc

3 Parametry orbitalne Średnia odległość Perihelium Aphelium jedn.astr. 46 mln km mln km Mimośród Nachylenie orbity 7 stopni Okres orbitalny (syderyczny) Okres obrotu Długość dnia dni dni = 2/3 okresu orb. 176 ziemskich dni (2x tyle co długość roku merkuriańskiego)

4 Rezonans 2:3 między okresem orbitalnym a okresem obrotu

5 Oś obrotu prostopadła do orbity, brak zmian pór roku

6 Mariner 10, Messenger,... Beppi-Colombo MISJE DO MERKUREGO

7 Mariner ( ) Mozaika 18 zdjęć Merkurego wykonanych przez sondę Mariner 10 przed (lewa) i po (prawa) zbliżeniu do planety 29 marca 1974 r.

8 Mariner - osiągnięcia Przeleciał w pobliżu Merkurego trzykrotnie (nadal na orbicie okołosłonecznej) Sfotografował ok % powierzchni Odkrył słabe pole magnetyczne Merkurego i jego duże żelazne jądro Zaobserwował twory powierzchniowe kratery, basen Caloris Zmierzył skład rozrzedzonej atmosfery Merkurego Zmierzył temperaturę powierzchniową w dzień (+187C) i w nocy ( -183C)

9 Messenger ( (15)) Zbliżenie do Wenus

10 Zadania: 1. Spektrometr w podczerwieni dla zbadania składu powierzchni Merkurego. 2. Kamera fotograficzna + altimetr laserowy -> 3D mapa topograficzna, porównanie z mapą pola grawitacyjnego pozwoli na określenie grubości skorupy i jej lokalnych zmian. 3. Altimetr - pomiary libracji Merkurego -> jądro stałe czy choć w części płynne (gdy płynne - libracje aż do 2x większe).

11 4. Magnetometr - przez 4 lata merkuriańskie (88 dni) ma mierzyć pole magnetyczne i badać jego oddziaływanie z wiatrem słonecznym. 5. Spektrometria w zakresie prom. X, neutronowym i UV -> lód czy siarka w kraterach biegunowych.

12 Messenger Rachmaninow Caloris Mozart Kuiper Tołstoj Debussy 0 E Rachmaninow Caloris 180 E Rembrandt 90 E

13 Beppi-Colombo (ESA)

14 Wyniki sondy Messenger (2011) POLE MAGNETYCZNE

15 Charakterystyczne cechy Natężenie 1% ziemskiego ok. 3 10^(-7) T =0.003Gs Pole dipolowe, przesunięte ku północy o ok km (promień Merkurego 2440km) Północne pole około 3.5 razy silniejsze niż południowe naładowane cząsteczki wiatru słonecznego łatwiej docierają do południowych terenów Brak pasów van Allena Znaleziono reliktowe pole magnetyczne (namagnesowane skały), co pozwoliło datować pole na ok. 3.8mln lat i stwierdzić jego zmienność w czasie (pierwotne pole 100x silniejsze)

16 Magnetosfera 100 razy słabsza od ziemskiej, oś nachylona pod kątem 10 stopni. Magnetopauza rozciąga się na odległość 1.5 promienia planety(świt) i ok. 5 R_M (zmierzch) Rozkład atomów helu i zjonizowanego sodu Atomy sodu uwalniane są z powierzchni przez bombardowanie cząstkami wiatru słonecznego, jako zjonizowane cząsteczki koncentrują się wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Atomy helu dostają się do atmosfery w wyniku parowania powierzchni, nie są zjonizowane Rozmiary całej magnetosfery porównywalne z rozmiarem Ziemi

17 Asymetria pola magnetycznego Pole przesunięte o około 0.16 RM w kierunku północnym Wierzchołki pola (miejsca gdzie linie pola magnetycznego są otwarte dla materii międzyplanetarnej) w wyniku jego asymetrii są dużo szersze niż na Ziemi i innych planetach. Asymetria sprawia, że rejon południowy jest jeszcze bardziej dostępny dla wiatru słonecznego niż północny

18 Pomiary pola - brak pasów van Allena

19 Przenikanie wiatru słonecznego do wnętrza magnetosfery tornada i burze magnetyczne

20 Skąd pole magnetyczne? Istnienie pola magnetycznego (choć słabego) sugeruje istnienie dodatkowego źródło ciepła utrzymującego choć część jądra w stanie płynnym (jeżeli jądro jest z samego żelaza, od dawna powinno być stałe) Dodatkowe ciepło może wynikać z radioaktywnego rozpadu np. uranu i strontu. Temperaturę krzepnięcia jądra obniżyć można przez dodatek innego (innych ) pierwiastka o wyższej temp. krzepnięcia. Zaproponowano siarkę. Jeżeli jądro zawiera tylko 0.2% siarki, to powinno właśnie wystygać, jeżeli zawiera 7% siarki to znajduje się obecnie całkowicie w stanie płynnym.

21 Czemu takie słabe? Silny wiatr słoneczny generuje zewnętrzne pole magnetyczne, które może wnikać dzięki prądom magnetopauzy głęboko do wnętrza planety, aż do płynnego, zewnętrznego jądra i ograniczać, ze względu na antyrównoległość, siłę pola generowanego w procesie dynama

22 Mariner 10, Messenger ATMOSFERA

23 Atmosfera Atmosfera z odgazowywania powierzchni Merkury jest planetą gorącą i suchą, jest zbyt mały by utrzymać w długim okresie czasu atmosferę. Wysoka temperatura i mała prędkość ucieczki powodują szybką ucieczkę gazów z powierzchni. Atmosfera musi być stale odnawiana. Atmosfera Merkurego - niezwykle rzadka, niewystarczająca aby spłonęły w niej mikrometeoryty. Brak jonosfery. Atmosfera Merkurego najczęściej zwana jest egzosferą ze względu na stan rozrzedzenia. Egzosfera najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery. Jest to sfera rozpraszania, ucieczki cząsteczek w przestrzeń kosmiczną

24 Konsekwencje Brak deszczu, chmur Temperatury od -150 do 400 stopni C Czapy polarne (radarowe obserwacje albeda)

25 Skład atmosfery(egzosfery) Merkurego 42% tlenu O_2 (odgazowywanie skał) 29% sodu Na (z powierzchni, lokalnie, 5x więcej w dzień niż w nocy) 22% wodoru H_2 (wiatr słoneczny) 6% helu He (wiatr słoneczny) 0.5% potasu K i Ca (z powierzchni) Śladowe ilości argonu Ar, dwutlenku węgla CO_2, wody H_2O, azotu N_2, ksenonu Xe, kryptonu Kr i neonu Ne.

26 Zjawiska zachodzące w egzosferze photo sputtering odgazowywanie skał przez rozgrzewanie promieniami słonecznymi ion sputtering - wybijanie przez zderzanie się z jonami pochodzącymi z wiatru słonecznego w momentach gdy wiatr słoneczny bez przeszkód wpływa do magnetosfery impact vaporisation odgazowywanie skał przez spadki meteorytów

27 Warkocz sodowy Silny wiatr słoneczny wywiera nacisk na atomy egzosfery Merkurego rozwiewając je w przestrzeni, podobnie do warkocza kometarnego. Głównym składnikiem jest sód, który został zarejestrowany nawet w odległościach około km (23 R_M). W warkoczu zaobserwowano również atomy wapna i magnezu ale w bliższych odległościach od planety (8 R_M). Długość warkocza zależna od położenia Merkurego na orbicie.

28 Mariner 10, Messenger BUDOWA WNĘTRZA

29 Wnętrze Merkurego Jądro 85% średnicy

30 Skąd tak duże jądro żelazne? Wzbogacenie w żelazo w procesie selektywnej akrecji Jeśli Merkury powstał w obszarze, który dzisiaj zajmuje to skąd siarka? Wczesne Słońce odparowało część skalnej powłoki proto- Merkurego ( powierzchnia powinna wykazywać niedobór Na, K) tymczasem stosunek K/Th jest dla Merkurego taki sam jak dla innych planet (dane z Messangera) Wielki spadek na powierzchnię, który zdarł część płaszcza (niedobór składników pierwotnej skorupy Ca, Al )

31 Zderzenie? 1. Symulacje wskazują, że Merkury mógł się przemieścić w obszarze AU, około połowa jego masy mogła się zakumulować w odległościach od 0.8 do 1.2 AU (siarka FeS od 0.1 do 3%), 2. gdyby proto-merkury miał 2.25 razy większą masę i spadek nastąpiłby w odległości ok. 0.8AU wtedy odrzucona materia zostałaby wymieciona przez inne planety

32 Messenger POWIERZCHNIA

33 Skład chemiczny powierzchni W składzie minerałów odnotowano Mg, Al, Si. Krzemiany Merkurego zawierają więcej Mg, a mniej Al oraz Ca oraz 10x więcej siarki niż bazalty ziemskie i księżycowe Skały merkuriańskie zawierają znaczną ilość minerałów siarkowych i węglistych grafit Skorupa Merkurego odmienna, nie zawiera skaleni, które zastygają na powierzchni oceanu magmowego.

34 Skład chemiczny powierzchni Kolorowe zdjęcie przedstawia różnice w rodzaju skał na powierzchni. Żółty obszar Caloris Mimo potężnego jądra żelaznego, powierzchnia zawiera stosunkowo niewiele związków żelaza. Obszar o wyższej niż na Ziemi i Księżycu zawartości Mg, S i Ca w stosunku do Si, obejmujący teren ok 5 mln km^2 jest prawdopodobnie wypełniony materiałem pochodzącym z płaszcza Merkurego, wyeksponowanym podczas wielkiego spadku jakiegoś ciała,

35 Około 10x więcej niż na Ziemi lub Marsie Powierzchnia bogata w siarkę

36 Woda w kraterach przybiegunowych

37 Messenger 2011 POLE GRAWITACYJNE

38 Wyniki 2011 Dobrze poznano pole grawitacyjne dla niskich harmonik Odkryto wiele anomalii grawitacyjnych na półkuli północnej (góry, baseny), prawdopodobnie podobne anomalie są również na półkuli południowej Wyniki wyznaczania momentów bezwładności wskazują na większą niż przewidywano gęstość zewnętrznej warstwy jądra stałego i duży rozmiar jądra płynnego ~ 2000km Struktura skorupy: km przy równiku km obszary biegunowe jeszcze mniej w obszarach basenów

39 Wstępna geoida i anomalie grawitacyjne Wyraźna anomalia grawitacyjna w miejscach basenu Caloris, rejonu Sobkou i Wzniesienia Północnego

40 Geoida z uwzględnieniem pola 50x50

41 Pierwsze harmoniki

42 Grubość skorupy kg/m^ km w obszarze równikowym, km - północne równiny, cienka pod basenami

43 Mariner 10, Messenger UKSZTAŁTOWANIE POWIERZCHNI

44 Twory powierzchniowe - Mariner Jasnoszary równiny, Czerwony pomarszczone grzbiety Niebieski urwiska Różowy antypody Caloris Basin Żółty - kąt padania promieni słonecznych zbyt mały by odróżnić geologiczne cechy pow.

45 Globalny model topografii Merkurego (Messenger) Mapa wysokości terenu wykonana za pomocą altimetru laserowego na pokładzie Messengera. Widok od bieguna północnego (strona lewa) do południowego (prawa) Różnica wysokości między północą a południem do ok. 9.5km

46 Najnowsza mapa topograficzna

47 Cechy powierzchni Merkurego gładkie równiny (młode obszary, pokrywające ok. 40% powierzchni sfotografowanej przez Marinera10, większość z nich (90%) związana z dużymi basenami, najwięcej w okolicy Caloris). równiny międzykraterowe (stare powierzchnie, pokryte małymi kraterami (<10 km), prawdopodobnie drugorzędnymi, może pochodzenia wulkanicznego-lawa, chociaż nie znaleziono pozostałości wulkanów) rejony o dużej gęstości kraterów wzgórza i poliniowane obszary (antypody Caloris) Oba rodzaje równin są odpowiedzialne za zakrycie wielu kraterów powstałych podczas epoki bombardowania. mało kraterów o średnicy od 20 do 100 km

48 Rozkład równin Granatowy - równiny międzykraterowe Czerwony gładkie równiny Zielony inne równiny Żółty wnętrze basenu Caloris

49 Równiny międzykraterowe Najstarsze wiek ok. 4 do 4.2 mld lat

50 Równina międzykraterowa małe kratery powstały w wyniku wyrzutów materii z dużych kraterów, krater w górnym prawym rogu całkowicie został zalany lawą, albo materiałem wyrzuconym podczas upadku pośrodku uskok tektoniczny

51 Gładkie równiny -półkula północna Gładka równina na półkuli północnej, zajmująca ok. 40% powierzchni. Skład powulkaniczne bazalty. Wewnątrz równiny (strzałki) Wzniesienie Północne szerokość ok. 250 km, wysokość od 1 do 1.5km więcej niż otoczenie, budowa ten sam rodzaj bazaltów co gładka równina.

52 Gładkie równiny Gęstość kraterów o rząd mniejsza niż na równinach międzykraterowych Powstawały pod koniec epoki wielkiego bombardowania ~3.8 mld lat temu. Są starsze od większości księżycowych mórz. Największa gładka równina Caloris Planitia

53 Caloris Planitia, miejsce po największym uderzeniu pozycja 30.5 N, E Średnica 1340 km, otoczony górami Caloris (Montes Caloris) rozciągającymi się na obszarze km, składającymi się z gładkich bloków o długości do 50 km i wysokości 1-2 km. Pofałdowania i koncentryczne pierścienie Szacuje się, że basen powstał na skutek uderzenia 3.8 mld lat temu obiektu o rozmiarach ok. 150 km

54

55 Caloris 2011 Basen Caloris (pomarańczowy). Różnice kolorów oznaczają różnorodność składu powierzchniowego. Jasne pomarańczowe plamy na skraju Basenu są miejscami występowania tworów wulkanicznych

56 Pierwszy przelot Messengera Caloris przed zbliżeniem po zbliżeniu

57 Caloris - Messenger 2008 Stary pomiar Średnica 1300 km Nowy pomiar Średnica 1550 km

58 Dwa kratery wewnątrz Caloris Dwa kratery o różnych właściwościach: Po lewej krater Sander (50km średnicy) dno wypełnione jasnym materiałem Po prawej krater Poe (75km) otoczony materią ciemną Różnorodność świadczy o różnym składzie skał wulkanicznych Na dole wnętrze Sandera, pełne zagłębień

59 Pająk wewątrz Caloris (Messenger 2008) Nazwany Phanteon Fosssae Radialne rowy są prawdopodobnie wynikiem działania sił rozciągających, rozrywających wulkaniczną skorupę basenu Caloris. Reszta skorupy Merkurego wykazuje odmienną tendencję do kontrakcji (ściskania). Niektóre z rowów mogły powstać w czasie spadku ciała, które wytworzyło krater Apollodorus (40km).

60 Basen Caloris w kolorach różnice geologiczne materiałów na powierzchni 1. Caloris zalany jest lawą, której grubość szacuje się na ok. 2.5 do 3.5 km 2. Pająk może mieć związek z działalnościa wulkaniczną

61 Prawdopodobny wulkan tarczowy w obrębie basenu Caloris

62 Wulkanizm wnętrze krateru Picasso 1. Zidentyfikowano 51 miejsc wypływu lawy piroklastycznej (90% z nich we wnętrzu kraterów) 2. Zapadnięte kominy wulkaniczne we wnętrzu krateru Picasso mają do 8km średnicy i znajdują się poniżej 1km w stosunku do podłogi krateru.

63 Rejony o dużej gęstości kraterów Mała gęstość kraterów w obszarze basenu Caloris wskazuje na młody wiek tej gładkiej równiny, na stosunkowo niedawno ustały proces wulkaniczny

64 Wzgórza i poliniowane tereny antypody Caloris Wyniesienia do 2km wysokości, rozciągające się na odległość do 10km Teren powstały w wyniku fal sejsmicznych, które podczas spadku ciała po drugiej stronie globu spowodowały popękanie powierzchni Średnica obrazu 543 km

65 Biegunowe depozyty lodowe Radar Arecibo 1999 r. Radar Goldstone 1993 r. W obszarach biegunowych na dnie kraterów znaleziono złogi lodu, być może wodnego - temperatura tych obszarów, ukrytych wiecznie w cieniu (oś obrotu 0^o), dochodzi do 50K. Lód ten może pochodzić ze spadków komet i planetoid bogatych w wodę

66 Mapa temperatury północnych rejonów Czerwony > +120C Fiolet około -120C

67 Zagłębienia powierzchniowe Znaleziono ponad 2500, na całej powierzchni Merkurego zazwyczaj wewnątrz kraterów i na ich obrzeżach. Różnorodnych kształtów, dziwne, nieregularne, skaliste depresje, płytkie (do 25m) zazwyczaj wypełnione jasnym materiałem (żółta strzałka materiał ciemny). Rozmiary od dziesiątek metrów do kilku km Mają świeży wygląd, niemal brak małych kraterów na ich powierzchni świadczy o młodym wieku

68 Zagłębienia powierzchniowe Nie są związane z procesami wulkanicznymi - występują w innych miejscach Elementem sublimującym jest najprawdopodobniej grafit, z którego w dużej mierze składa się skorupa Merkurego. Grafit albo jest wybijany z powierzchni przez cząsteczki wiatru słonecznego albo w wyniku reakcji chemicznych ulatnia się jako metan. (Cook, T., 2016, J. Geophys. Res.)

69 Wulkanizm, stygnięcie jądra PROCESY MODYFIKUJĄCE POWIERZCHNIĘ MERKUREGO

70 Procesy modyfikujące powierzchnię Merkurego Wulkanizm Stygnięcie jądra Spadki meteorytowe

71 WULKANIZM Gładkie równiny pochodzenie wulkaniczne Niebieski zalane lawą kratery Czerwony kratery widoczne Zielony kominy wulkaniczne i skały piroklastyczne

72 Kominy, kanały lawowe, gładkie powierzchnie

73 Baseny Raditladi i Rachmaninoff młody wulkanizm 1mld lat temu a) część trzeciego pierścienia b) gładkie równiny (tereny zalane lawą - inny kolor powierzchni) c) przepływ lawy ponad krawędzią pierścienia d) uskoki e) muszelkowe depresje otoczone rozrzuconym szeroko jasnym materiałem efekt wybuchu wulkanicznego

74 KONSEKWENCJE STYGNIĘCIA JĄDRA Dane z Messangera wskazują, że promień Merkurego w wyniku kontrakcji uległ zmniejszeniu o 7km.

75 Urwiska

76 Pęknięcia długość 550 km wysokość 1.5 km

77 Pomarszczone grzbiety

78 POWSTANIE I EWOLUCJA

79 KILKA UWAG O KRATERACH

80 Kratery Wielkość krateru powstającego po upadku zależy od a) prędkości uderzającego ciała b) prędkości ciała uderzanego Prędkości uderzających ciał: 1) komety, poruszające się po bardzo mimośrodowych orbitach mają największą prędkość spadku 2) typowa prędkość spadku w rejonie Ziemia Księżyc wynosi 20 km/s (prędkość orbitalna Ziemi 29.8 km/s), 3) prędkość spadku typowa dla powierzchni Merkurego 30 km/s (50 km/s prędkość orbitalna) 4) w pasie planetoid typowa prędkość spadku 10 km/s

81 Rozmaite warstwy materii kraterowej

82 Kratery - chronometry mierzące wiek powierzchni Małe kratery charakteryzują się krótkim czasem życia Duża liczba kraterów - stara powierzchnia tworzona w okresie epoki wielkiego bombardowania Wiek powierzchni młodszych niż 4 mld lat szacuje się dzięki modelowej proporcjonalności wieku do gęstości kraterów. Co 100 mln lat gęstość ta ulega zmianie, jest też różna dla różnych rejonów Układu Słonecznego Promieniście, liniowo rozchodzące się zgrupowania materii świadczą o młodym wieku krateru (nie zdążył go wypełnić regolit)

83 Kształt a wielkość krateru Kratery wykazują następującą zależność kształtu od rozmiarów: D < 20 km, - kształt miski 20 < D <100 km, - posiadają centralny szczyt 100 < D < 350 km, - otacza je podwójna struktura pierścieniowa D > 400 km, - wielopierścieniowe struktury

84 Kształt a wielkość krateru Krater z centralnym pikiem, tarasowate zbocza Krater otoczony podwójnym pierścieniem Krater z promienistym Wyrzutem materii

85 Kratery drugorzędne (łańcuchy - catenae)

86 Literatura Solomon, S. A new look at the planet Mercury, Physics Today, January 2011 Science, vol. 333, 30 September 2011 Peplowski, P. at all, 2016, html