Неизвестный меркурий. Двойник луны - меркурий Чем объясняется сходство между меркурием и луной

ТЯГОТЕНИЕ МЕРКУРИЯ И ПРОБЛЕМА ВЕКОВОГО ДВИЖЕНИЯ ЕГО ПЕРИГЕЛИЯ

А.А.Гришаев, независимый исследователь

Введение.

Научные знания о Меркурии существенно обогатились благодаря результатам работы космического зонда Маринер-10 (см., например, обзор ). В частности, радиоконтроль третьего пролёта Маринера-10 вблизи Меркурия дал кривую пролётного изменения скорости зонда из-за действия тяготения Меркурия . Эта кривая свидетельствует, на наш взгляд, о том, что тяготение Меркурия принципиально отличается от планетарного – и, по-видимому, оно организовано аналогично тяготению Луны .

Тогда следует пересмотреть традиционное объяснение векового движения перигелия Меркурия. Дело в том, что если Меркурий имеет тяготение лунного типа, то движение перигелия Меркурия, обусловленное возмущениями от планет, представляет собой комбинацию только периодических компонент – поэтому вклад в вековое движение, которое традиционно приписывают возмущениям от планет (527² ), требует иного объяснения.

Ниже мы предлагаем объяснение, которое основано на наших представлениях о тяготении.

Маринер-10 и тяготение Меркурия.

Зонд Маринер-10 был запущен 3 ноября 1973 г., а 4 февраля 1974 г. он прошёл рядом с Венерой. При этом был впервые выполнен пролётный гравитационный манёвр в поле тяготения планеты. В результате вектор скорости зонда довернулся к Солнцу – в расчёте на это оказалось возможным уменьшить скорость вылета из сферы действия Земли более чем на 1 км/с по сравнению со случаем свободного полёта к Меркурию . Первый пролёт вблизи Меркурия состоялся 29 марта 1974 г. Далее зонд вышел на эллиптическую околосолнечную орбиту с периодом обращения, в два раза большим орбитального периода Меркурия. Таким образом, ожидалось ещё несколько встреч зонда с Меркурием – в том же месте.

При первом пролёте, в точке наибольшего сближения зонда с Меркурием, расстояние до его поверхности составило 706 км . Но часть времени прохождения зонда вблизи Меркурия, включая точку наибольшего сближения, пришлась на интервал, когда Меркурий закрывал собой зонд – т.е. когда радиосвязь с ним отсутствовала. При втором пролёте, минимальное расстояние до поверхности составило слишком большую величину, около 47000 км, и проявление тяготения Меркурия не обнаружилось. При третьем же пролёте зонд находился в пределах прямой видимости с Земли, а минимальное расстояние до поверхности Меркурия составило 327 км – полученные на этот раз данные слежения наиболее информативны. Мы воспроизводим диаграмму, которая показывает изменение допплеровского сдвига при слежении за фазой несущей (» 2100 МГц) на третьем пролёте . На этой диаграмме хорошо виден «провал» в скорости зонда на величину ~ 0.6 км/с. Такой «провал», при приближении зонда «из бесконечности» на расстояние 327 км к поверхности Меркурия – имеющего радиус » 2439 км – соответствует, согласно закону всемирного тяготения, массе Меркурия, которая меньше массы Солнца в (6023700± 300) раз .

Между тем, если тяготение Меркурия было бы организовано по тем же принципам, что и тяготение планет, то изменение допплеровского сдвига имело бы другой вид. Как мы постарались показать в предыдущих статьях, ряд опытных фактов свидетельствует о том, что действие на пробные тела тяготений Солнца и планет разграничено в пространстве: в

области действия планетарного тяготения, солнечное тяготение «отключено» . При пересечении космическим аппаратом границы между областями действия планетарного и солнечного тяготений, происходит переход из одной зоны «инерциального пространства» в другую, т.е. происходит скачок локально-абсолютной скорости аппарата. Соответственно, порождается скачок допплеровского сдвига при радиосвязи с ним – этот непредвиденный феномен привёл к потере целого ряда советских и американских космических аппаратов на первых подлётах к Венере и Марсу . Движение Маринера-10 при третьем пролёте вблизи Меркурия происходило почти вдоль луча зрения с Земли – и если тяготение Меркурия имело бы планетарный тип, то влёт зонда в область действия этого тяготения, а также вылет из этой области, сопровождались бы скачками допплеровского сдвига, соответствующими изменениям скорости на несколько километров в секунду. Но на приведённой выше диаграмме эти два пограничных скачка с очевидностью отсутствуют.

Аналогичная аномальная ситуация имеет место в случае с Луной: при пересечении космическим аппаратом границы области действия собственного тяготения Луны, не обнаруживается скачка допплеровского сдвига при радиосвязи с ним. Поэтому логично предположить, что собственное тяготение Меркурия организовано аналогично тому, как оно организовано у Луны – наши представления об аномальном тяготении Луны изложены в . Следствия организации тяготения Меркурия по лунному типу, в частности, таковы:

а) собственное тяготение Меркурия действует на пробные тела лишь в относительно небольшой прилегающей к Меркурию области;

б) несмотря на наличие собственного тяготения, Меркурий движется вокруг Солнца как болванка, которая притягивается к Солнцу, но не вызывает у него ответной динамической реакции;

в) Меркурий не притягивает планеты и не притягивается ими, т.е. Меркурий не вызывает возмущений в движении планет; движение же самого Меркурия возмущается планетами лишь через динамическую реакцию Солнца на планеты.

Эти следствия несколько непривычны – как и наше базовое утверждение о том, что тяготение порождается не веществом – но, насколько нам известно, они не противоречат наблюдательным данным, касающимся движения больших тел в Солнечной системе.

Проблема векового движения перигелия Меркурия.

Согласно закону всемирного тяготения, все большие тела Солнечной системы попарно притягивают друг друга и, таким образом, они должны возмущать движение друг друга. В частности, воздействия планет на Меркурий должны приводить к наличию вековой компоненты движения его перигелия. Расчёт, принципы которого вкратце изложены, например, в , даёт для увеличения долготы перигелия Меркурия, которое обусловлено возмущениями от планет, величину » 527² за столетие . Если учесть также т.н. прецессию , обусловленную предварением равноденствий, т.е. медленным обратным вращением самой системы небесных координат, то в итоговом вековом смещении перигелия Меркурия ещё остаётся значительный «сухой остаток». Леверрье получил для этого остатка величину около 38² за столетие и трактовал его просто как эмпирическую поправку . Ньюком, стремясь наилучшим образом согласовать теорию с движением всех четырёх внутренних планет, изменил на малую величину показатель степени в ньютоновском законе обратных квадратов; такой подход позволил «объяснить» остаток в движении перигелия Меркурия в 43² .37 за столетие . Наконец, Эйнштейн, на основе общей теории относительности (ОТО), получил поправку в движение перицентра, выражение для которой, за один орбитальный оборот, имеет вид :

D p = 24 p 3 a 2 /c 2 T 2 (1-e 2), (1)

где a - большая полуось орбиты, c - скорость света, T - период обращения по орбите, e - её эксцентриситет. Для случая Меркурия эта поправка составила 43² .03 за столетие. Принято считать, что проблема векового движении перигелия Меркурия решена именно Эйнштейном.

Но, на наш взгляд, эйнштейновский подход не выдерживает критики. Мало того, что выражение (1) теряет физический смысл при стремлении эксцентриситета к нулю – давая ненулевое смещение перицентра даже для случая круговой орбиты . У выражения (1) имеется и более серьёзный недостаток. А именно, наличие в этом выражении константы c однозначно свидетельствует: оно получено на основе постулата о том, что скорость действия тяготения равна скорости света в вакууме. Но ведь уже Лапласу были известны экспериментальные свидетельства о том, что нижнее ограничение на скорость действия тяготения превышает скорость света в вакууме на 7 порядков . Современные же экспериментальные методики, в частности, приём импульсов пульсаров, позволили увеличить эту цифру до 11 порядков . Таким образом, об ограниченности скорости действия тяготения скоростью света в вакууме не может быть и речи. Поэтому эйнштейновский подход к проблеме движения перигелия Меркурия является заведомо некорректным, и проблема остаётся нерешённой.

Попробуем решить её на основе тезиса о том, что собственное тяготение Меркурия организовано не таким образом, как у планеты, а таким, как у Луны. В этом случае, как отмечалось выше, планеты не притягивают Меркурий: планеты притягивают Солнце и друг друга , но они не притягивают болванку, находящуюся за пределами областей действия планетарных тяготений. Возмущения от планет в движение такой болванки проявляются лишь через динамическую реакцию Солнца на планеты. Эта динамическая реакция заключается в соответствующей «болтанке» солнечной частотной воронки , что приводит к периодическим «ускорениям сноса» у болванки, движущейся по солнечным частотным склонам . Результирующее смещение перигелия Меркурия, как следует из теории слабо возмущённого движения спутника , должно представлять собой всего лишь сумму периодических компонент – без векового смещения. Тогда вклад в движение перигелия Меркурия, равный 527² за столетие, должен быть обусловлен не возмущениями от планет, а какой-то другой причиной – и, значит, нам необходимо объяснить фактическое движение перигелия Меркурия, составляющее 527² +43² =570² за столетие.

Причина такого движения перигелия Меркурия, на наш взгляд, может заключаться в следующем. Организация тяготения по лунному типу означает, что в области действия тяготения Меркурия солнечное тяготение не «отключено». Меркурий не покоится в собственной частотной воронке, как планета, а движется по солнечному частотному склону, и поэтому локально-абсолютные скорости элементов объёма Меркурия имеют составляющую, равную его орбитальной скорости. Поскольку Меркурий имеет также вращение вокруг собственной оси, то сложение этого собственного вращения с орбитальным движением создаёт в объёме Меркурия градиенты локально-абсолютных скоростей. Эти градиенты локально-абсолютных скоростей, в свою очередь, порождают безопорное силовое воздействие на Меркурий, направленное от Солнца. Действительно, как мы постарались показать в , спутник, движущийся по орбите с тангенциальной скоростью V при радиус-векторе R , и испытывающий собственное вращение с угловой скоростью w , вектор которой сонаправлен с вектором орбитальной угловой скорости, имеет приращение центробежного ускорения

D a R ~ 4V w r /R , (2)

где r – характерный радиус спутника. Как следует из теории движения спутника с непрерывной малой тягой , положительное радиальное ускорение D a R приводит к медленному вращению линии апсид в сторону орбитального движения; за один оборот по орбите с малым эксцентриситетом происходит смещение перицентра на угол

q » 2 p D a R /(GM/R 2), (3)

где GM – гравитационный параметр силового центра, т.е. произведение гравитационной постоянной на его массу. На основе (2) и (3), для векового движения перигелия Меркурия получаем:

q 100 » 8 p N h cos a V w Rr /GM , (4)

где N » 415 – число орбитальных оборотов Меркурия за сто лет, h » 0.5 – геометрический фактор, cos a » 1 - косинус угла наклона экватора к орбите, V – средняя орбитальная скорость Меркурия, w - угловая скорость его собственного вращения, R – средний радиус орбиты Меркурия, r – его радиус, M – масса Солнца. Непосредственный расчёт по формуле (4) даёт q 100 » 67000² , т.е. значение, на два порядка большее фактической цифры 570² . Но это несоответствие устраняется, если допустить, что Меркурий представляет собой не сплошное тело, а тонкостенную оболочку – по аналогии с Луной, экспериментальные свидетельства о тонкостенности которой приведены, например, в . Если Меркурий действительно является пустотелой оболочкой с толщиной D r , то в формуле (4) следует заменить радиус r на толщину D r . И тогда, зная фактическую величину векового движения перигелия Меркурия, возможно оценить толщину его оболочки, которая оказывается равной примерно 21 км.

Эта цифра не представляется нам абсурдной – даже в связи с проблемой обеспечения достаточной прочности сферической оболочки с радиусом 2439 км и с толщиной, на два порядка меньшей. Эта проблема не так велика, как представляется на первый взгляд – если, как мы уже отмечали для случая Луны , собственное тяготение Меркурия действует в его окрестностях и лишь в тонком приповерхностном слое грунта. Тогда подавляющая часть вещества Меркурия подвержена действию лишь солнечного тяготения и, находясь в орбитальном околосолнечном движении, пребывает в состоянии, близком к невесомости. Кстати, на экваторе Меркурия обнаружилась огромная особенность – т.н. котловина Калорис, с диаметром 1300 км . Нам не удалось найти данных о глубине этой котловины, причём на фотомозаике, сделанной из снимков Маринера-10, центральная часть этой котловины теряется во мраке. Мы не исключаем того, что в центральной части котловины Калорис имеется сквозное отверстие в оболочке Меркурия. Надеемся, что этот вопрос будет прояснён с помощью запущенного к Меркурию зонда «Мессенджер».

Меркурий – несостоявшийся спутник Венеры?

Усомниться в правильности традиционного мнения о том, что Меркурий является планетой, позволяет поразительное сходство Меркурия с Луной. Это сходство заключается не только в сопоставимости их размеров. Ещё до запуска Маринера-10, благодаря наблюдениям с Земли, было известно, что поверхность Меркурия «отражает электромагнитное излучение на всех длинах волн точно таким же образом, как и Луна (принимая во внимание разницу в их удалениях от Солнца) » . «Оптические и термоэмиссионные свойства Меркурия (альбедо, фотометрическая функция, поляризация, спектральные характеристики, тепловая инерция и т.д.) были измерены с Земли и оказались, фактически, идентичными лунным » . Сходство спектральных характеристик Меркурия с лунными позволило сделать вывод о том, что «поверхность Меркурия покрыта луноподобным реголитом – стеклообразным, обогащённым железом и титаном » , причём обнаружились также небольшие различия в спектрах тех или иных регионов, аналогичные различиям в спектрах лунных материков и морей. Все эти выводы были подтверждены и ещё более детализированы измерениями с борта Маринера-10. Кроме того, фотографии Меркурия, сделанные Маринером-10, показали, что рельеф поверхности Меркурия также весьма схож с лунным – как на больших масштабах (материки, моря, кольцевые горы), так и на малых (кратеры). Даже специалисты иногда затруднялись различить, какие фотографии изображали участок поверхности Луны, а какие – участок поверхности Меркурия.

При таком сходстве Меркурия и Луны, вполне логично выглядит наше предположение о том, что и тяготение Меркурия организовано аналогично тому, как оно организовано у Луны, т.е. иначе, чем в случае планеты – тем более что это предположение обосновано данными радиоконтроля за полётом Маринера-10 (см. выше). На основе этого предположения мы пришли к тому, что Меркурий и Луна, по-видимому, имеют ещё одно общее свойство: они представляют собой не сплошные тела, а пустотелые тонкостенные оболочки.

С учётом вышеизложенного, едва ли следует считать Меркурий полноценной планетой. Орбита Меркурия имеет аномально большой эксцентриситет (0.206) и аномально большое наклонение к эклиптике (7° ); и не нова идея о том, что Меркурий является бывшим спутником Венеры. К сожалению, автор этой идеи нам неизвестен. Среди специалистов, которые являются сторонниками этой идеи, называют, например, Ван Фландерна и Харрингтона (см. ).

Движение перигелия Меркурия и ОТО.

Первым считается обнаружение Эддингтоном гравитационного отклонения света, проходящего вблизи Солнца – по заметным во время солнечного затмения смещениям видимых положений звёзд. Эддингтон ограничился устным заявлением о верности ОТО, но не опубликовал ни анализа погрешностей, ни полученных им фотографий, ни методики отбраковки тех из них, которые были расценены как «плохие». Сама идея подобных измерений представляется нам бессмысленной: свет, формирующий изображения звёзд, прежде проходит через нестационарную солнечную корону, из-за чего изображения могут смещаться в произвольном направлении и на произвольную величину. Но даже в идеализированном случае, т.е. при отсутствии этих произвольных смещений изображений, эксперимент Эддингтона был обречён на бездоказательность. В статье , написанной специалистом по практической астрономии, приведён подробный анализ инструментальных и методических погрешностей в эксперименте Эддингтона. Этот анализ с очевидностью показывает, что «в данном эксперименте измеряемая величина находилась глубоко под ошибками измерения… вывод о правильности ОТО, основанный на результатах этой экспедиции, является неправомерным и принципиально некорректным » .

Вторым подтверждением ОТО считается обнаружение «гравитационного красного смещения», т.е. изменения частоты света при его распространении в изменяющемся гравитационном потенциале. Паунд и Ребка полагали, что с помощью мёссбауэровской спектроскопии они обнаружили именно сдвиг частоты, который приобретают гамма-кванты при вертикальном движении. Но, как следует из той же ОТО, если источник и поглотитель гамма-квантов – с изначально совпадающими линиями – разнести на разные высоты, то их линии уже не будут совпадать: разность составит, в относительном исчислении, ту же самую величину, что и величина «гравитационного красного смещения». Если, при наличии этого несовпадения линий излучения и поглощения, ещё и гамма-кванты изменяли бы свою частоту при вертикальном движении, то измеряемый эффект у Паунда и Ребки был бы удвоенный – а он был одинарный. В дальнейшем, в экспериментах с перевозимыми атомными часами выяснилось, что гравитационные сдвиги энергетических уровней в веществе, несомненно, происходят. Но это означает, что гравитационные сдвиги частоты у квантов света отсутствуют , т.е. второе опытное подтверждение ОТО – в изначальной формулировке – также оказывается несостоятельным. Положение не спасает даже уточнённая формулировка: о том, что ОТО предсказывает «гравитационное замедление времени». Такое фундаментальное явление, как замедление времени, приводило бы – при равных условиях – к одинаковым относительным сдвигам частот у генераторов всех типов. Но известно, что гравитационные сдвиги у квантовых стандартов частоты имеют место, а у прецизионных кварцевых – нет ; значит, о «гравитационном замедлении времени» не может быть и речи.

Меркурий – четвертая по блеску планета: в максимуме она почти так же ярка, как Сириус, ярче же бывают только Венера, Марс, Юпитер. Тем не менее Меркурий очень трудная для наблюдения планета из-за малости его орбиты и, следовательно, близости к Солнцу; его наибольшая элонгация (видимое угловое расстояние от Солнца) составляет 280 . В том самом благоприятном для наблюдения положении фаза Меркурия соответствует фазе Луны в первой и третьей четвертях; полная фаза приходится на верхнее соединение, когда находится за Солнцем почти на одной прямой с ним. После захода Солнца перед его восходом Меркурий на небе всегда находится очень близко к Солнцу, что ограничивает ночные наблюдения планеты коротким интервалом. Кроме того, турбулентность нашей атмосферы на низких высотах обуславливает плохое изображение. Поэтому Меркурий наблюдают большей частью при полном дневном свете, а рассеянный дневной свет исключают в минимально возможной мере применением соответствующих экранов. Вследствие всех этих разного рода трудностей только самым упорным наблюдателям удавалось обнаружить детали на поверхности Меркурия. Склапарелли (Италия, 1833-1910) и Барнард (США, 1857-1923) – два великих наблюдателя – сделали зарисовки инертных деталей поверхности, причем эти зарисовки не слишком хорошо согласуются между собой. Поскольку фотографии Луны показали, что некоторые детали, в особенности лучи, а до некоторой степени и моря, становятся особенно заметными в полнолуния, весьма интересно отметить, что Барнард охарактеризовал пятна на Меркурии в основном как похожие на лунные “моря”, а Склапарели получил свои наилучшие результаты, когда планета была близка к полной фазе, т.е. находилась по соседству с Солнцем.

На протяжении длительного времени Меркурий наблюдался во Франции – сначала Антониади в Медоне, а позднее Дольфюсом на Пик де Мидея. Все наблюдатели согласны, что Меркурий медленно вращается вокруг своей оси, будучи всегда обрашенным к Солнцу одной стороной, если не считать не больших либраций. Таким образом, период вращения Меркурия, составляющий 88 суток, согласно Дольфюсу, равен с точностью до 1/10000 сидерическому периоду обращения планеты вокруг Солнца. Так как Солнце освещает только одну сторону планеты, Склапарелли и Антониаде наблюдали Меркурий вечером, а Дольфюс утром. Чтобы сравнить карты Склапарелли и Антониаде с картой Дельфюса, их следует повернуть примерно на 15О. Дельфюс полагает, что наблюдаемые детали можно привести к совпадению, считая, что угол наклона экватора Меркурия к эклиптике равен 7О.

Поскольку оптическая разрешающая способность составляет приблизительно О”,3, т.е.1/13-1/20 видимого диаметра Меркурия, на рисунках, очевидно, представлены почти все детали, которые когда либо наблюдались с поверхности Земли.

Сравнение всех трех карт Меркурия на первый взгляд наводит на мысль, что наблюдатели расходятся в своих наблюдениях, но более тщательная проверка выявляет согласие в наиболее существенных чертах. Два человека никогда не нарисуют плохо видимый объект одинаково. Чтобы убедиться в этом важном для наблюдательной астрономии факте, поместите одну из этих карт на таком расстоянии, чтобы детали были едва различны, и зарисуйте, что вы видите. Сравнение рисунка с оригиналом может дать удивительные результаты. Несомненно, поверхность Меркурия во многом сходна с поверхностью Луны, хотя мы и не знаем, действительно ли на поверхности Меркурия имеются моря и кратеры. Однако среднее визуальное альбедо Меркурия (0,14) вдвое больше, чем альбедо Луны.

Попытки доказать существование у Меркурия атмосферы в основном давали отрицательные результаты, хотя иногда наблюдатели высказывали подозрение, что легкие беловатые облачка затуманивали более темные пятна. Скорость убегания для Меркурия составляет всего 3,7 км/сек, а температура на его поверхности может быть гораздо более высокой – выше, чем для Луны. Следовательно, лишь самые теплые газы могли бы остаться на поверхности планеты. Точно также, выбрасываемые во время солнечных бурь частицы, должны, даже в большей степени, чем в случае Луны, вышибать атомы остаточной атмосферы Меркурия. Когда Меркурий наблюдается в виде серпа, то его рога не выходят за пределы их геометрических граней, что указывает на отсутствие сколько-нибудь значительных сумеречных эффектов – рассеяния или рефракции в атмосфере. Однако Дельфюс считает, что свет рогов характеризуется небольшой избыточной поляризацией. Если этот эффект обусловлен наличием атмосферы, то последняя в целом составляет не более 1/300 атмосферы Земли. Петтит (обсерватории Маунт Вилеон и Маунт Баломар) из инфракрасных измерений Меркурия нашел, что температура в подсолнечной точке в перигелии сильно возрастает, достигая 415ОС; в афелии она составляет около 285ОС. При 415ОС плавится олово и свинец; даже цинк находится близ своей точки плавления (419ОС). Поэтому Меркурий даже с большим основанием, чем Плутон, мог быть назван в честь бога преисподней.

В противоположность очень высоким значениям температуры, на стороне Меркурия, обращенной к Солнцу, на вечно темной ее стороне температура очень низкая. Тепло может проникать туда только через твердое тело планеты, посредством теплопроводности, а это процесс крайне медленный, или же посредством конвенции в остатках атмосферы, но последнее можно лишь предполагать. Температура не освещенного полушария, вероятно не превышает 10О, считая от абсолютного нуля, т.е. там даже холоднее, чем на Плутоне. Таким образом, Меркурий проявляет своего рода “раздвоение личности”, совмещая в себе обе крайности значений температуры планет. Интересно знать, не могут ли оказаться захваченными и замороженными на темной стороне такие газы, как азот, углерод, углекислый газ, кислород и другое. Для ответа на этот вопрос требуется более строгая проверка при помощи космических зондов и радиолокационных наблюдений.

На очень большое сходство между Меркурием и Луной указывают их размеры, характер вращения, разряженность атмосферы и внешний вид. Оба этих тела практически одинаково отражают свет, как в отношении цвета, так и в отношении интенсивности при различных углах отражения. Лучи света, падающие перпендикулярно к поверхности, отражаются в направлении падения достаточно эффективно, но при падении света под большими углами отражение бывает очень слабым. Даже поляризация или плоскость колебаний отраженного света для Меркурия и Луны одинакова. Все это дает нам право сделать вывод, что поверхность Меркурия сходна с поверхностью Луны, как в отношении отдельных деталей, так и в целом. Несомненно, поверхность Меркурия неправильной формы и неровная.

Средняя плотность Меркурия, хотя она определена не слишком точно, по-видимому, почти в 5,5 раза выше плотности воды, т.е. примерно равна плотности Земли. Так как масса Меркурия мала, то увеличение его плотности, вследствие сжатия, ограничено величиной 1-2%, а средняя плотность основных составляющих его материалов, если извлечь их из планеты, согласно подсчетам Юри составит 5,4 вместо 4,4 для Земли. Следовательно, доля более тяжелых элементов для Меркурия должна быть вполне измеримое железное ядро. В этом отношении Меркурий сильно отличается от Луны и, по существу, является самым плотным телом значительных размеров в солнечной системе. Эволюционный процесс, в результате которого возникла высокая плотность, пока еще не вполне понятен, но, несомненно, он связан с близостью Меркурия к Солнцу.

Последние исследования российских ученых позволяют расширить наши представления о ближайшей к Солнцу планете без помощи космических аппаратов.

14 января 2008 г. космический аппарат США Messenger прошел на небольшом расстоянии от планеты Меркурий. Ученые долго ждали этого события; по существу, с 1975 г., когда у планеты побывал другой аппарат, Mariner-10 .

Меркурий принадлежит к группе из четырех планет земного типа, расположенных близко к Солнцу. Он находится на самом коротком расстоянии от светила и недалеко от Земли. Увидеть планету непросто: она никогда не уходит от Солнца на угол больше чем 28°, а обычно меньше. Это удаление называется элонгацией. Но и в наибольшей элонгации (18-28°) Меркурий можно наблюдать только на фоне светлого сумеречного неба в течение короткого времени на восходе (рис. 1 ) или после захода Солнца.

Минимальное расстояние до Меркурия всего 80 млн км, но наблюдать его в это время не удается не только из-за яркого света Солнца, но и потому, что к Земле в этот период обращена его ночная сторона. «Счастлив астроном, Меркурий увидевший», — значится в средневековых астрономических наставлениях. Тем не менее заметить планету нетрудно, если только помнить короткие календарные периоды ее видимости, знать, где ее искать, и учитывать, что видна она очень недолго, теоретически не более 1,5 ч, а практически намного меньше. Условия видимости повторяются несколько раз в год. С помощью телескопа Меркурий можно увидеть только в дневное время, причем распознать какие-либо детали на нем практически не удается. Угол, под которым планета видна в квадратуре (половина диска), составляет в среднем 7,3 угл. с. «Хорошим» в наземных обсерваториях считается телескоп с разрешением около одной угловой секунды (т. е. его способность разделить точки изображения, разделенные углом в 1 с). Поэтому на фотографических изображениях Меркурий всегда остается небольшим мутным пятнышком. Делу могли бы помочь автоматические орбитальные телескопы, например «Хаббл» (HST), но, по мнению администрации телескопа, если возникнет ошибка в движении инструмента, мощное излучение Солнца может попасть на уникальные приборы и их испортить. Кстати, то же касается наземных астрономических инструментов для работы с Меркурием.

Некоторые наиболее искусные астрономы прошлого пытались использовать удивительные свойства человеческого зрения для составления карт этой планеты. В первой половине прошлого века их рисовали французские астрономы Б. Лио (1897-1952) и А. Дольфюс (рис. 2 ). По их наблюдениям, каждые 116 суток, когда Меркурий сближался с Землей, он был обращен к ней одной и той же стороной. Впервые с таким утверждением выступил итальянский астроном Д. Скиапарелли (1835-1910), больше известный в связи с марсианскими «каналами». Он провел первые наблюдения Меркурия в 1881 г. и повторил их через год. Никаких изменений во внешнем виде планеты ученый не заметил. Скиапарелли продолжал наблюдения, и в 1889 г. окончательно решил, что планета всегда ориентирована одной стороной к Солнцу. (В 1890 г. исследователь пришел к аналогичному выводу и в отношении Венеры, что тоже неверно.) Был сделан вывод, что Меркурий вращается синхронно, т. е. что противоположной стороной планета всегда обращена к Солнцу. Иными словами, считалось, что период вращения планеты совпадает с периодом ее обращения вокруг Солнца, в результате чего на одном полушарии Меркурия вечный зной, а на другом — постоянный космический холод. Это было ошибкой, но обнаружилась она только с появлением межпланетной радиолокации. Вращение планеты оказалось необычным: благодаря резонансу вращения и обращения 3 оборота вокруг оси Меркурий завершает точно за 2 своих «года», т. е. за 176 земных суток (период обращения планеты вокруг Солнца, ее «год», составляет 88 суток). Солнце поочередно освещает оба полушария планеты, а из-за того, что полярная ось планеты практически нормальна к плоскости ее орбиты, над глубокими долинами вблизи полюсов Солнце не восходит никогда.

С началом космических исследований надежды на значительный прогресс в изучении Меркурия стали возлагать на посылку к нему космического аппарата. Из астрономических наблюдений давно были найдены основные характеристики орбиты Меркурия: она наклонена к плоскости эклиптики (орбите Земли) на 7° и сильно вытянута: при среднем расстоянии от Солнца в 0,39 а.е. в перигелии Меркурий приближается к нему до 0,31 а.е. и удаляется в афелии до 0,47 а.е. Орбитальная скорость планеты в среднем составляет 48 км/с, а максимально (в перигелии) достигает 54 км/с, что почти вдвое превышает орбитальную скорость Земли. Поэтому прямой перелет космического аппарата к Меркурию с выходом на орбиту его спутника невозможен. Приходится использовать мощное средство небесной механики, так называемые «гравитационные маневры», — многократное последовательное сближение аппарата с планетами. Такой аппарат, Mariner-10 (США), был запущен в 1973 г. и в 1974-1975 гг. несколько раз кратковременно сближался с Меркурием в пролетном режиме.

Наземные спектрофотометрические измерения показывают, что по своим свойствам поверхностные породы многих областей Меркурия напоминают материковые (горные) породы Луны, хотя и несколько светлее их. Свойства Меркурия «по умолчанию» относили к свойствам Луны. До начала космических исследований даже диаметр планеты был известен неточно, а оценка его массы и средней плотности была затруднена из-за отсутствия спутников. Атмосферы у Меркурия практически нет; она крайне разрежена, в миллиарды раз менее плотная, чем у Земли, причем с необычным газовым составом.

В отличие от Марса и Венеры, к которым было направлено много исследовательских миссий, Mariner-10 до 2008 г. оставался единственным космическим аппаратом, который побывал у Меркурия. Значительная часть основных данных о физике планеты, как и ее изображения, были получены при сближениях Mariner-10 с Меркурием. В отличие от других планет земной группы, последний обладает гигантским железо-никелевым ядром. Скрывающая его внешняя силикатная сферическая оболочка по составу действительно похожа на породы поверхности Луны, причем имеет толщину всего 700-800 км. Одним из главных результатов Mariner-10 , наряду с получением снимков почти половины планеты, было открытие значительного магнитного поля у Меркурия, возможно дипольного, что стало научной сенсацией. Парадокс этого открытия заключается в том, что для возбуждения поля нужно, чтобы у планеты было жидкое ядро, а возможность его существования как раз оспаривается теорией: запасы тепла у столь маленькой планеты (с диаметром 4880 км и массой 5,5% земной) не могли сохраниться дольше четверти ее возраста, 1-1,5 млрд лет. Кроме того, медленное вращение планеты и наблюдаемое положение полярной оси плохо согласуются с теоретическими представлениями о необходимых для возбуждения поля условиях. Происхождение магнитного поля Меркурия пока не находит однозначного объяснения.

Орбитальные особенности миссии Mariner-10 оказались неожиданностью для Джузеппе Коломбо, автора проекта полета Mariner-10 . (Ныне имя Джузеппе Коломбо носит проект Европейского космического агентства «БепиКоломбо», предназначенный для вывода одноименного аппарата на орбиту спутника Меркурия с запуском в 2011-2012 гг.) После первого сближения Mariner-10 с планетой (24 марта 1974 г.) и сообщения в прессе об успехе Д. Коломбо спросили, что произойдет с аппаратом дальше. Чтобы рассчитать дальнейшие события, была запущена программа расчета движения аппарата. Однако результаты расчета сначала были восприняты как ошибочные. Они показали, что аппарат будет возвращаться к планете с периодом в два меркурианских года и находить ее в абсолютно той же позиции относительно Солнца и аппарата, с теми же тенями от тех же самых гор. Авторы не сразу поняли, что всё происходящее стало проявлением резонансов, которыми пронизана вся Солнечная система. А в движении аппарата это привело к тому, что другую сторону планеты сфотографировать так и не удалось. На рис. 4 показано положение исследованных и отснятых аппаратом Mariner-10 участков поверхности планеты, почти 60% которой в 1974-1975 гг. остались неизвестными.

В начале XXI в. исследования Меркурия активизировались. Запущенный в 2004 г. новый аппарат США Messenger после нескольких гравитационных маневров, включая первое сближение с ним в январе 2008 г., должен в марте 2011 г. выйти на орбиту первого спутника Меркурия. Среди главных научных задач — исследование неизвестной стороны планеты. Необходимость в новых данных для обеспечения обеих миссий, как Messenger , так и «БепиКоломбо», очевидна, но дело не только в этом. К началу XXI в. Меркурий остается одной из наименее исследованных планет. Актуальность ее изучения определяется несколькими причинами. Существует, например, космогонический парадокс расположения орбиты Меркурия в зоне, где известные модели аккреции (образование планет путем накопления и слипания частиц и глыб протопланетного материала, называемых планетезималями) не могут объяснить возникновение планетного тела из-за слишком высоких орбитальных скоростей исходного материала. Если относительные скорости частиц слишком велики, то при столкновении в космос разбрасывается больше материала, чем накапливается у формирующейся планеты. Именно такова орбита Меркурия.

Тем не менее модели планеты, основанные на наблюдаемом составе ее поверхности, прежде всего на содержании FeO, всё же утверждают, что Меркурий образовался из планетезималей, возникших именно в районе современной орбиты планеты. Это необычная «железная» планета, с отношением содержания железа к кремнию в 5 раз больше земного. Она имеет наиболее высокую в Солнечной системе среднюю плотность (5,43 г/см 3), практически равную средней земной (5,52 г/см 3), а так называемая «освобожденная» (разгруженная от давления) плотность Меркурия (5,30 г/см 3) намного превосходит «освобожденную» земную (4,10 г/см 3). Отношение радиусов ядра и поверхности (около 0,8) наибольшее среди планет группы Земли. Так называемый безразмерный момент инерции, низкая величина которого характеризует отличие внутреннего строения от однородного шара, среди них наименьший — 0,324.

Реголит (грунт) Меркурия, лишенного атмосферы, подвергается постоянному воздействию космических факторов и значительному термическому циклированию. Солнечная радиация на Меркурии в среднем в 6,7 раз выше, чем на Земле. Только там действует уникальный механизм прямого взаимодействия солнечного ветра с поверхностью безатмосферной планеты, расположенной так близко к Солнцу. При различии в размерах Земли и Меркурия в три раза, магнитосфера последнего меньше земной примерно в 18 раз. Ионосфера фактически отсутствует, что приводит к необычному взаимодействию магнитосферы с потоками фотоэлектронов, эмиттируемых дневной стороной планеты, и с исходящими от поверхности потоками атомов Na, K и даже Ca.

Рельеф Меркурия

Несмотря на то что снимки поверхности Меркурия напоминают «материковые» области Луны, «морей» лунного типа (лавовых), которые так привычны на диске нашего спутника, на данной стороне планеты не оказалось. Луна и Меркурий показаны в одинаковом масштабе на рис. 5 , где малоконтрастные детали последнего контрастируют с пятнистой поверхностью Луны.

Поверхность рассматриваемой планеты имеет особенности, присущие только Меркурию. Выделяются несколько характерных типов рельефа. Наиболее древний, насыщенный, — 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. 6 , где размер еще различимых деталей составляет 300 м. Солнце светит слева и находится довольно низко над горизонтом. Вся поверхность покрыта сплошной сетью кратеров и кажется не отличимой от материковых районов Луны. Почти все они 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 всё более мелкие фрагменты, следами которых покрыто всё дно кратера справа. Вместе с тем крупные метеоритные тела порой врезались в поверхность даже на поздней стадии. Так образовался хорошо сохранившийся кратер диаметром 25 км правее и ниже центра снимка. Следов более поздних мелких кратеров его вал не имеет.

Другая отметка последовательности событий видна в левом нижнем углу снимка, где расположен большой шестидесятикилометровый кратер с сильно разрушенным валом. На его дне заметны следы излияния лавы, образовавшей огромный поток, который двигался слева и затвердел, пройдя больше половины диаметра кратера. Извержение происходило уже после выпадения основного объема метеоритного вещества. Вместе с тем редкие и сравнительно мелкие тела выпадали на поверхность лавового натёка и после его образования. С большей или меньшей плотностью ударные образования покрывают значительную часть известной ныне поверхности Меркурия. События, оставившие на ней след, в основном происходили 3,9 × 10 9 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 и у метеорита. Интересно, что у лунных кратеров значительно большие диаметры, чем у подобных на Меркурии, образованные такими же по массе метеороидами. Поскольку ускорение свободного падения на Меркурии (3,72 м/c 2) выше, чем на Луне (1,62 м/c 2), выброшенный при ударах метеоритов материал выпадал не так далеко от центра, как на Луне: 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 и реголита Луны и Меркурия поразительно. Некоторые меркурианские кратеры имеют систему «лучей», простирающихся на большое расстояние. На Луне, где много таких кратеров, их протяженность 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, что объясняется высокой пористостью материала: Солнце освещает внутренность мелких пор материала лучей, только когда поднимается высоко над горизонтом. Высота гор на Меркурии, вычисленная по длине теней, оказалась меньше, чем на Луне, что вероятно, тоже связано с различием в ускорениях свободного падения. Горы Меркурия достигают 2-4 км, а наибольшая высота лунных Скалистых гор составляет 5,8 км.

Необычная деталь рельефа на Меркурии — эскарп (уступ высотой 2-3 км, разделяющий два, в общем, ничем не отличающихся района). Протяженность таких обрывов — от сотен до полутысячи километров. Таков эскарп Дискавери. Эскарпы образовались, когда происходило сжатие Меркурия, повлекшее за собой сдвиги и наползание отдельных участков его коры. Подобного явления на Луне не наблюдалось.

Поверхность Меркурия, как и лунная поверхность, лишена ярких цветовых оттенков. Несмотря на сходство рельефа и реголита Луны и Меркурия, поверхность последнего отличается большим своеобразием. Вся видимая сторона Луны покрыта огромными низинами — «морями» (рис. 5 ). А на исследованной Mariner-10 стороне Меркурия морей (то есть равнин или «бассейнов») нет совсем. В этом смысле он скорей напоминает обратную сторону Луны. Здесь единственное образование, которое отдаленно напоминает большое лунное кратерное море, — бассейн Caloris Planitia («Море Зноя», или «Море Жары»), часть которого находилась во время миссии Mariner-10 на самом терминаторе (на границе день—ночь). Мозаика из снимков Caloris Planitia показана на рис. 7 .

Наземными средствами

Выяснилось, что Caloris Planitia — не самый большой бассейн на Меркурии. Гигантское образование такого рода находится на «неизвестной» стороне планеты. За 30 лет, прошедшие после посещения Mariner-10 , астрономия продвинулась настолько, что поверхность Меркурия удается исследовать в наземных астрономических наблюдениях. Важнейшую роль в этом сыграли два новшества: приемники излучения ПЗС (приборы с зарядовой связью) и компьютерные средства обработки информации. К тому же ученые теперь смело берутся за проблемы, которые совсем недавно казались такими же безнадежными, как картирование Меркурия наземными средствами.

Отложим немного описание неизвестной стороны планеты, чтобы рассказать, как всё это удалось сделать. Наземные наблюдения Меркурия «классическими» методами, по сравнению с изучением других тел Солнечной системы, подвержены многим другим ограничениям. Поскольку наблюдения выполняются в астрономические сумерки или даже на фоне дневного неба, для улучшения отношения сигнал-шум часто используется ближний инфракрасный диапазон, т. к. яркость чистого неба падает с увеличением длины волны λ как λ -4 . Время наблюдений в сумерки редко превышает 20-30 мин, причем планета находится невысоко над горизонтом, когда значительная воздушная масса на луче зрения еще больше осложняет задачу. Более или менее продуктивное изучение Меркурия возможно только в горных обсерваториях низких широт. Но на пределе технических возможностей получить изображения планеты с достаточным разрешением наземными техническими и аналитическими средствами всё же возможно. Что же касается улучшения качества изображений, ключевой идеей стало использование очень коротких, миллисекундных экспозиций. Одним из первых обширные серии наблюдений Меркурия с ПЗС-приемниками в 1995-2002 гг. выполнил Й. Варелл (J. Warell ) в обсерватории на о. Ла Пальма (Канарские острова) на полуметровом солнечном телескопе. Экспозиции были от 25 до 300 мс. Варелл использовал единичные наиболее удачные электронные снимки без их дальнейшего совмещения. Естественно, они уступают изображениям, полученным при совместной обработке больших массивов электронных фотографий.

Уже упоминавшееся разрешение телескопа определяется отношением длины волны к его диаметру — теоретический дифракционный предел, который на длине волны зеленого, например, света, 550 нм, для полутораметрового телескопа должен составлять около 0,1 угловой секунды. Но типичное реальное разрешение оказывается в 9-15 раз хуже дифракционного предела. Оно определяется, главным образом, неспокойствием земной атмосферы и зависит от места наблюдения, времени суток, плотности аэрозольной составляющей (тумана, облаков) и, конечно, зенитного расстояния объекта. Идея метода коротких экспозиций заключается в том, что прибор использует мгновенные прояснения атмосферы, когда изображение четкое и не успевает размыться.

Но всё не так просто. Атмосферу можно представить себе как множество случайно образовавшихся слабо преломляющих линз неправильной формы, которые возникают и исчезают, искажая фронт приходящей световой волны. Когда астрономы получали снимки небесных тел на фотопластинках, за время экспозиции этот небесный сценарий изменялся десятки раз, а каждая точка неспокойного изображения успевала засветить тысячи зерен фотоэмульсии, размывая снимок. Характерное время, за которое мгновенные оптические свойства атмосферы изменяются, редко бывает меньше 15-20 мс. Если экспозицию сделать короткой, скажем 3 миллисекунды, среди фотографий попадутся и «хорошие», хотя их будет немного. Уменьшение экспозиции не устраняет искажения, вызываемые нерегулярностями воздушных линз, но существенно уменьшает размытие изображения и позволяет приблизиться к дифракционному пределу. Накопив значительное количество снимков, можно затем выбрать из них изображения с наименьшими искажениями, пригодные для дальнейшей обработки. Это очень трудоемкая операция, особенно если учесть, что сам размер изображения Меркурия обычно составляет всего от 0,2 до 0,5 мм.

Несмотря на всю убедительность основной идеи метода коротких экспозиций, реализовать ее с фотоэмульсиями было невозможно: в реальных условиях наблюдений невысокая фоточувствительность эмульсий требовала минимальных экспозиций в сотни миллисекунд, а то и секунду. Короткие экспозиции стали возможными только с появлением новых детекторов изображений — ПЗС, квантовая эффективность которых достигает 80% и более. Интересно отметить, что сравнительно небольшие телескопы (диаметром 1-2 м) обладают определенными преимуществами при коротких экспозициях, т. к. охватывают меньше атмосферных «линз», но собирают еще достаточно света. Тем не менее, число фотонов, приходящееся на единичный пиксель (элемент изображения) при использовании ПЗС с высоким разрешением, всегда ограничено и подвержено значительным флуктуациям. Поэтому хороший результат можно получить лишь при последующей совместной обработке многих сотен и даже тысяч электронных снимков. А доступное время наблюдений Меркурия настолько ограничено, что экспериментальный материал необходимого объема возможно получить только на достаточно большом инструменте, когда суммарное время экспозиций составляет лишь малую часть всего наблюдательного времени. При очень благоприятных атмосферных условиях до 25% изображений получаются сравнительно четкими.

Результаты наблюдений критично зависят от состояния атмосферы, но характеризовать их можно только после завершения обработки. Начало описываемой работе положила большая удача в наших пробных наблюдениях. 3 ноября 2001 г. в Абастуманской астрофизической обсерватории республики Грузия (41°45" с.ш., 42°50" в.д.) с помощью новой ПЗС-камеры, установленной на телескопе диаметром 1,25 м, проводились наблюдения Меркурия в утренней элонгации планеты. Положение планеты в принципе позволяло наблюдать сектор, сфотографированный Mariner-10 в 1974 г. Всю ночь шел сильный дождь, но на рассвете облака разошлись, и при полном безветрии удалось получить серию изображений в ближнем инфракрасном диапазоне, от 700 до 950 нм. После обработки всего полученного массива снимков методами корреляционного совмещения (stacking ) было создано разрешенное изображение планеты, обладавшее сходством деталей с фотомозаикой Mariner-10 . Более того, очертания небольших образований размерами 150-200 км повторялись на полученном изображении.

После подробного анализа результатов сомнений уже не оставалось: благодаря коротким экспозициям и необычному кратковременному прояснению атмосферы удалось получить комбинированные снимки такой четкости, которая соответствует дифракционному пределу инструмента (рис. 8 ). В дальнейшем такие благоприятные атмосферные условия встречались нечасто; как правило, требовалось собрать 5-10 тыс. удачных изображений для дальнейшего синтеза изображений.

Корреляционное совмещение

Обработка исходных миллисекундных электронных фотографий планеты весьма трудоемка и отнимает много времени. Она выполняется с помощью специальных компьютерных программ методом корреляционного совмещения и, наряду с операциями «нечеткой маски» и некоторыми математическими приемами, требует выбрать так называемый пилот-файл, что обычно приходится делать вручную. Пилот-файл, или образец, — это наиболее удачный, по мнению обработчика, снимок, который в значительной мере определяет результат достигаемого совмещения. Перебор пилот-файлов многократно увеличивает трудоемкость обработки, т. к. результат становится виден только на заключительных шагах обработки. Пилот-файл должен представлять собой наименее искаженное изображение среди исходного наблюдательного материала. Дальше программы обработки анализируют содержание образца, находят в нем какие-то детали и ищут повторение этих почти незаметных подробностей в тысячах других электронных снимков. Если, исходя из опыта, форму и положение пилот-файла еще можно оценить, то оценка реальности едва различимых деталей находится где-то между изображением и воображением. В ходе настоящей работы было создано несколько программ автоматической обработки. К сожалению, эффективность автоматической программы значительно уступает корреляционному совмещению с ручным отбором.

Каждая точка изображения описывается известной математической функцией распределения интенсивности, которая в центральной части плавно убывает от центра. Обычно «точка» представляется шириной этой функции на уровне 0,7 или 0,5 максимума. Если удалось получить много тысяч исходных электронных снимков, при их обработке можно воспользоваться известными свойствами статистики случайных величин и выбирать «точку» на уровне, например, 0,9 максимума. Тогда разрешение значительно улучшится. Есть и другие приемы, но самым надежным всё же остается ручной отбор.

После первой части обработки, несмотря на все приемы, изображение остается как бы размытым. Астрономы давно нашли способ улучшения изображений методом «нечеткой маски». Для этого во времена фотоэмульсий с полученного изображения делали слегка расфокусированный негатив. Затем сквозь него переснимали исходный снимок. Крупные, размытые детали таким образом уходили, а тонкую структуру мелких деталей можно было выделять вплоть до уровня шума. Сегодня эта функция встроена во многие цифровые фотокамеры. «Нечеткая маска» (в виде математической модели) работает и в наших программах обработки, но средство это обоюдоострое. Результат зависит от выбора размера элементов. Если он мал, все низкие пространственные частоты будут потеряны, а изображение станет равномерно серым; например снимок Луны на рис. 5 станет «слепым». И наоборот, если размер нечеткой маски велик, исчезнут все мелкие детали.

Постоянной проблемой синтеза изображений неизвестной части Меркурия остается доказательство реальности обнаруженных деталей рельефа. Съемкой Mariner-10 были охвачены примерно меридиональные сегменты, 120-190°з.д. и 0-50°з.д. Для этих долгот подтверждение реальности деталей новых снимков можно получить сравнением полученных изображений с фотокартой. Но в остальных случаях доказательством реальности может быть только повторяемость деталей в независимо проведенных наблюдениях. В области долгот 210-350 з.д. поверхность Меркурия была неизвестна, поэтому единственным критерием реальности деталей оставалось их наличие на нескольких изображениях, синтезированных из независимых исходных групп электронных снимков.

В области долгот 210-350° з.д.

Наблюдения Меркурия выполнялись в различных обсерваториях, но всегда методом коротких экспозиций. Изображение (рис. 9 ) построено обработкой результатов наблюдений в вечерней элонгации, проведенных 1-2 мая 2002 г. в обсерватории Скинакас Ираклионского университета (о. Крит, Греция, 24°54" с.ш., 35°13" в.д.). Наблюдения выполнялись в ближнем ИК-диапазоне, 690-940 нм с помощью телескопа с диаметром 1,29 м и ПЗС-камеры с размером пикселя 7,4 × 7,4 мкм. Диск планеты 1-2.05.2002 был виден под углом 7,75 с дуги, с линейным размером 0,37 мм в фокальной плоскости телескопа и соответствовал на ПЗС-матрице всего 50 строкам. 2 мая фаза Меркурия была 97°. Использовались короткие экспозиции, в основном 1 мс.

На рисунке, выше центра, на терминаторе, выделяется крупное темное пятно. Это крупнейший бассейн на Меркурии. В ходе обработки наблюдений автор использовал для этого образования рабочее название — «Бассейн Скинакас» (по имени обсерватории, где был получен исходный материал), отнюдь не претендуя на его узаконивание. (Как известно, всем объектам на поверхности Меркурия Международный астрономический союз присваивает имена писателей, композиторов, художников и т. д.). Тем не менее, название «Бассейн Скинакас» (или «Море Скинакас», или «Бассейн S»), стало упоминаться на ряде конференций и в некоторых статьях. Бассейн S — наиболее крупное образование в области долгот 210-290° з.д. — имеет структуру, более напоминающую некоторые крупнейшие образования на обратной стороне Луны. Бассейн представляет собой, по-видимому, очень старое (возможно, древнейшее) образование на Меркурии, с сильно разрушенными валами, фактически создаваемыми границами других, менее крупных бассейнов. Бассейн Скинакас имеет, по-видимому, структуру, сходную с поверхностью известной по съемке Mariner-10 области Caloris Planitia , имеющей, вероятнее всего, ударное происхождение.

На рис. 10 приведен вид Бассейна Скинакас из работы 2003 г. Полного вида бассейна тогда не существовало, поэтому правая (восточная) часть рисунке создана на основе первых публикаций наших наблюдений 2002 г., а левая (западная) была взята из аналогичных публикаций (Dantowitz , et al., 2000; Baumgardner , et al., 2000, Astron J ., 2000), где она однажды была представлена фрагментарно. Диаметр внутренней части Бассейна Скинакас около 25° (1060 км). Диаметр различимого внешнего вала вдвое больший. Центр находится примерно у 8° с.ш., 275° з.д. Внутренний вал Бассейна Скинакас обладает более или менее правильной формой. На рисунке сравниваются размеры Бассейна Скинакас и равнины Caloris Planitia , также имеющей двойной вал. Бары показаны в одинаковом масштабе. По диаметру Бассейн Скинакас в 1,5 раза больше, чем Caloris Planitia . Как уже отмечалось, операция «нечеткой маски», требует компромиссного выбора. Поэтому реальный тон района бассейна темнее, чем на рисунке. По его периферии расположены вторичные образования; некоторые из них рассматриваются ниже.

В последующие годы предпринимались новые серии наблюдений; снова использовались телескопы Абастуманской обсерватории и обсерватории Скинакас. Наиболее совершенные изображения удалось получить лишь через 4 года, на основе наблюдений в ноябре 2006 г. в обсерватории САО РАН (Нижний Архыз, Карачаево-Черкесия, 43°39"11" с.ш., 41°26"29" в.д.), и снова благодаря удачным метеоусловиям. Преимуществом обсерватории САО в отношении наблюдений Меркурия является ее большая высота (2100 м) и сравнительно низкая широта. В числе главных задач новых наблюдений было получение общего вида Бассейна Скинакас, который в это время находился на освещенной стороне планеты. Достигнутый за прошедшие годы прогресс в обработке позволял надеяться на повышение разрешения изображений.

Методом коротких экспозиций в период 20-24 ноября 2006 г. удалось получить более 20 тыс. электронных снимков планеты в утренней элонгации, при «хорошем небе», как говорят астрономы. Угол фазы Меркурия изменялся в пределах от 103° до 80°, область наблюдаемых планетоцентрических долгот была 260-350° з.д. Наблюдения выполнялись с ПЗС-камерой на телескопе «Цейсс-1000» в ближнем инфракрасном диапазоне. Диск планеты был виден под углом от 6 до 7 с дуги. Путем обработки большого массива снимков, полученных с миллисекундными экспозициями, удалось получить достаточно четкое синтезированное изображение сектора поверхности Меркурия 260-350° з.д. Кроме Бассейна Скинакас, на синтезированных изображениях выделяется также ряд крупных ударных кратеров разного возраста и менее крупные образования. Предельное полученное разрешение не хуже формального дифракционного разрешения инструмента, около 80-100 км на поверхности Меркурия. Как и в случае наблюдений 2001 г., хорошие изображения появились при резком изменении метеоусловий (прекращение снежной пурги).

Предварительные результаты обработки наблюдений показаны на рис. 11 . Здесь можно видеть, как менялось положение и освещенность Бассейна Скинакас за пять дней. Левые части (а) представляют фазы планеты в указанные даты, справа (б) фазы показаны на глобусе планеты. Наиболее благоприятные метеоусловия наблюдений были 20 и 21 ноября 2006 г. Тогда же наиболее выгодным было и освещение: Солнце стояло низко над горизонтом бассейна, а тени подчеркивали его рельеф. Весь бассейн выделяется на среднем снимке (21 ноября 2006). Помимо бассейна, во всех показанных фазах примерно вдоль меридиана 310° з.д. вытянуты уже упоминавшиеся наиболее светлые кратеры. Самый яркий из них находится в северной части планеты, примерно у 65° с.ш. 330° з.д.

Первым сюрпризом оказалось крупное темное кратерное «море» настоящего лунного типа, обнаруженное на лимбе, южнее экватора. Вдоль лимба, от северного полюса до темного моря, тянется ряд светлых кратеров. На снимках вид Меркурия изменяется каждые сутки, что объясняется его быстрым орбитальным движением. Но не только. Как хорошо известно из лунных наблюдений, вид безатмосферного небесного тела при прохождении квадратуры быстро изменяется из-за так называемого эффекта оппозиции. Было интересно проследить, как трансформируется вид исследуемой планеты в этой выгодной фазе. Фазы Меркурия гораздо сложнее, чем у Луны, потому что его положение, в отличие от последней, не фиксировано и наблюдениям в любой фазе доступны, в принципе, все стороны планеты. В среднем поверхность Меркурия за сутки смещается относительно земного наблюдателя на 5°. Но и это его свойство не остается постоянным: из-за большого эксцентриситета орбиты, в некоторых ее частях, обращение обгоняет вращение планеты и суточное движение поверхности относительно Солнца останавливается и даже возвращается назад. В это время с терминатора Меркурия можно было бы наблюдать странную последовательность: восход и вскоре закат на востоке, снова восход, а затем всё повторяется в обратном порядке на западе.

Все подробности лучше видны на комбинированном рис. 12 , где для синтеза левой половины изображения в обработку были включены около 7800 исходных электронных снимков. На сером поле слева показана координатная сетка, а Бассейн Скинакас выделен кружком, что позволяет сравнить повторяющиеся восточные контуры бассейна. Поле бассейна охвачено валом более или менее правильной формы. В меридиональном направлении его протяженность равна 1300 км. Интересно, что по размерам, внутренняя часть бассейна в 1,5 раза превышает крупнейшее лунное Море Дождей, а внешняя имеет масштабы лунного Океана Бурь. В отличие от Бассейна Скинакас и Caloris Planitia , поверхность Моря Дождей представляет собой лавовое поле, формирование которого относится к древней эпохе глобальных лавовых излияний на Луне. Диаметр внешнего вала Бассейна Скинакас — около 0,5 диаметра всей планеты — делает его одним из крупнейших кратерных морей на планетах группы Земли. Нерегулярная форма внешнего вала, сравнительно правильная с восточной стороны, на севере нарушена объектом, с центром, находящимся у 30° с.ш. 280° з.д., а на юге — обширной менее темной областью, которая расположена между 255 и 280° з.д. и доходит до 30° ю.ш.

Меридиан, по которому проходит терминатор, на обеих половинах рисунка один и тот же, примерно 270° з.д. Здесь на широте 45-50° ю.ш., находится центр еще одного темного бассейна диаметром около 700 км, повторяющегося в обеих половинах рисунка. Яркий кратер у 65° с.ш., 330° з.д. имеет диаметр 90-100 км; с севера и юга к нему примыкают линейные структуры протяженностью 400-500 км. Такой вид выбросов из ударного кратера, возможно, связан с касательной траекторией ударника. Ограниченное разрешение снимка не позволяет достоверно судить о его деталях; возможно, сам кратер находится на протяженной светлой области.

Как уже отмечалось, выделение подробностей изображений при обработке исходных снимков идет в ущерб низким пространственным частотам. Иными словами, оттенки очень темных или светлых протяженных областей на рисунке приглушены, что позволяет выделить другие детали, например, ударные кратеры средних и крупных размеров. Среди них наиболее заметен пятиугольный 750-километровый кратер с центром у 32° ю.ш. 260° з.д. и примыкающий к нему с севера 650-километровый кратер (рис. 13 ). Таких кратеров найдено много.

В заключение приводится наиболее удачное изображение сектора 270-350° з.д., полученное методами, которые рассматривались выше, с кропотливым отбором снимков, полученных в моменты наилучшего прояснения (рис. 14 ). Разрешение составляет 60-70 км на точку. Низкие пространственные частоты здесь подавлены. Изображения а и б отличаются только уровнем контрастности. Наряду с «классическими» ударными кратерами, выбросами и лучами на снимке присутствуют элементы, ранее на других планетах не встречавшиеся. Прежде всего, это четыре или пять серых полос, шириной по 250 и протяженностью до 2000 км. Полосы неким образом связаны с крупными кратерами, но природа их пока неясна. Сам снимок вполне сравним со снимками с космических аппаратов, но стоит несравнимо дешевле. Астрономы-звездники уже всерьез считают метод спеклов (он же метод коротких экспозиций) серьезным конкурентом весьма затратным космическим исследованиям.

В области долгот 210-350° з.д. поверхность Меркурия была неизвестна. Уже упоминалось, что критерием реальности деталей оставалось их наличие на нескольких независимых изображениях. Приведенные выше новые изображения поверхности планеты покрывают почти всю часть поверхности планеты, остававшейся не заснятой камерой Mariner-10 , а исследованный сектор 260-350° з.д. обладает более интересным рельефом по сравнению с ранее картированными сравнительно гладкими районами. Если природа возникновения Бассейна Скинакас была подобна лунной, то остается непонятным, почему его границы так резко отличаются от четких очертаний лунных лавовых морей. Относительные скорости импакторов на орбите Меркурия были почти в 1,6 раз выше, чем на орбите Земли/Луны, а энергия соударений была выше в 2,5 раза. Поэтому можно было ожидать, что Бассейн Скинакас и другие крупные темные образования будут иметь столь же резкие очертания, как и лунные бассейны, а бассейн Caloris Planitia является исключением. Но почему-то таких границ нет.

Полученные изображения, как и снимки, сделанные камерами космических аппаратов, указывают на особенности событий на поверхности Меркурия в период максимума ее метеоритной бомбардировки. В какой-то мере эти особенности могут быть связаны с составом и, возможно, строением коры этого небесного тела. Вместе с тем, снимки Меркурия возвращают ученых к давнему и нерешенному вопросу: почему протяженные детали рельефа, такие как лунные «моря» или океаны Земли, распределены по поверхности планетных тел асимметрично и собираются на одной стороне? Как известно, такая же необъясненная асимметрия наблюдается и на других планетах земной группы. Она присутствует и на многих спутниках планет-гигантов, а не только на Луне. По-видимому, то же можно наблюдать и на поверхности Меркурия. Протяженные детали рельефа, такие как Бассейн Скинакас и другие темные бассейны, по планете распределены явно асимметрично и сосредоточены они главным образом в области долгот 250-330° з.д. Происхождение асимметрии лунного рельефа имеет некоторые особенности, но к рельефу Меркурия и других планет земной группы они не относятся. Что же стоит за этой асимметрией?

Для того, чтобы объяснить сходство между рельефом Луны, Меркурия и Марса, знаменитым астрономом-исследователем из США Г. Везеримом была выдвинута теория о глобальной деструкции астероида под влиянием притекающих сил во время его прохождения около Земли и Венеры и последовавшего за разрушением выпадения осколочных остатков. Куски астероида могли бы таким образом распределиться в районе области местонахождения планетарных тел земной группы достаточно равномерно. Внешне подобный сценарий выглядит привлекательно. Однако, в данном случае уместно вспомнить о философско-методологическом принципе, гласящем, что не следует придумывать сущности сверх тех, которые действительно необходимы. Проще говоря, вряд ли наука нуждается в экзотических объяснениях, если ситуацию вполне можно разъяснить более просто.

Осуществляя анализ базовых элементов рельефа планеты Меркурий в предыдущих статьях, мы проводили много аналогий с Луной, говоря как о различиях, так и о многочисленных сходствах между двумя планетами. Доскональное изучение приводит нас к ещё одной любопытнейшей особенности, которая, очевидно, проливает свет на некоторые нюансы истории появления Меркурия. В данном случае имеются в виду характерные признаки тектонической активности в крупном масштабе, проявляющиеся как откосы-эскарпы (специфические крутые уступы). Их протяжённость составляет от 20 до 500 км, а высота склонов колеблется от 1-2 сотен метров до пары километров. Морфология эскарпов, а также их геометрия расположения на поверхности отличается от обыкновенных тектонических сбросов и разрывов, которые наблюдаются на Луне и Марсе. Скорее всего, они возникли за счёт наслоений, надвигов и т.п. в результате напряжения в слое поверхности, которое возникло при сжатии планеты Меркурий. На это указывает смещение валов ряда кратеров в горизонтальной области.

Отдельные эскарпы отчасти разрушены, т.к. в прошлом были подвержены бомбардировке астероидами. Это говорит о том, что их образование произошло раньше, нежели состоялся момент появления кратеров на их поверхности. Предполагается, что процесс сжатия коры проходил около 4 млрд. лет тому назад в тот период, когда образовывались «моря». Самой очевидной причиной, по которой произошло сжатие, нужно, наверное, считать начавшееся остывание планеты. Другая интересная гипотеза, нашедшая отклик у ряда специалистов, гласит, что в тот период провоцировать мощную тектоническую активность Меркурия могло замедление его вращения приблизительно в 175 раз: от изначально предполагаемого показателся, составляющего 8 часов, до почти 59 суток.

Много веков среди астрономов бытовала поговорка: «Счастлив астроном, видевший Меркурий». Говорят, что этого счастья был лишен даже Коперник, которому за всю его долгую жизнь ни разу не удалось наблюдать Меркурий.

Причина плохой видимости Меркурия общеизвестна: Меркурий близок к Солнцу. Только 58 млн. км отделяет эту планету от центрального тела нашей солнечной системы, что составляет около 2/s расстояния от Земли до Солнца. Впрочем, эта величина средняя. Благодаря сильной вытянутости орбиты Меркурий может иногда сближаться с Солнцем до 46 млн. км, между тем как в иные моменты его расстояние от Солнца возрастает до 70 млн. км.

На небе Меркурий всегда находится в непосредственном соседстве с Солнцем и потому почти постоянно скрыт в его ослепительных лучах. Только при наиболее благоприятном стечении обстоятельств Меркурий удаляется от Солнца на 28 градусов, что составляет 56 видимых поперечников Луны. В такие периоды его иногда удается наблюдать в лучах утренней или вечерней зари как желтоватую сравнительно яркую звездочку.

Новый этап в изучении Меркурия наступил лишь в 1974 г., когда американская межпланетная станция «Маринер-10» трижды пролетела вблизи Меркурия и передала на Землю многочисленные изображения поверхности планеты. Сходство с Луной оказалось поразительным. Лишь специалист-селенолог (да и то не всегда) сможет различить, какое именно космическое тело изображено на снимках - Луна или Меркурий.

Выяснилось, что Меркурий вовсе не обращен к Солнцу всегда одной и той же стороной, как думали многие, а вращается вокруг оси с периодом 58 суток. Эта ось почти перпендикулярна к плоскости меркурианской орбиты, а так как сутки на Меркурии составляют почти 2/3 меркурианского года, видимое движение Солнца на Меркурии должно быть очень необычным. Сочетание двух движений приводит к тому, что в некоторых районах Меркурия восходы и заходы происходят дважды за сутки, причем как на востоке, так и на западе. Двигаясь по меркурианскому небу, Солнце иногда останавливается, затем идет вспять, а потом, как бы «одумавшись», продолжает прежнее движение.

В полдень на экваторе Меркурия температура поднимается до 400-500 °С, а ночью падает до - 160°С. Такие резкие температурные контрасты объясняются почти полным отсутствием атмосферы. Строго говоря, «Маринер-10» обнаружил на Меркурии атмосферу, но плотность ее в 500 млрд. раз меньше плотности комнатного воздуха. Состоит она из гелия и водорода, атомы которых поставляет Солнце через «солнечный ветер» (т. е. потоки протонов и альфа-частиц, непрерывно выбрасываемых Солнцем). Заметим, что водорода в атмосфере Меркурия в 50 раз меньше, чем гелия, и вся эта сверхразреженная атмосфера находится в состоянии динамического равновесия: из-за малой силы тяготения атомы атмосферы постоянно теряются Меркурием, но на смену им из «солнечного ветра» поступают новые протоны, альфа-частицы и электроны.

При внимательном изучении снимков Меркурия можно заметить, что его поверхность кое в чем все-таки отличается от лунной. Здесь, на Меркурии, почти всюду виден материковый рельеф и есть лишь одно «море», названное Морем Зноя. Есть на Меркурии и особые, не встречающиеся на Луне формы рельефа - так называемые эскарпы. Это обрывы высотой 2-3 км и длиной в сотни и тысячи километров, разделяющие два в целом ничем не отличающихся друг от друга участка поверхности. Создается впечатление, что такие сбросовые образования, вероятно, возникли при эволюционном сжатии Меркурия.

Ряд фактов свидетельствует о том, что, как и Луна, Меркурий первоначально находился в очень горячем, расплавленном состоянии. На снимках Меркурия видны многочисленные следы излияния лав; возможно, что вулканическая активность Меркурия и сейчас высока.

О химическом составе поверхностных слоев Меркурия и его недр можно пока судить лишь по косвенным данным. Отражательная способность меркурнанского реголита (поверхностного слоя) свидетельствует о том, что он состоит из таких же пород, как и лунный грунт. Средняя плотность Меркурия (5,44 г/см3) достаточно высока, и это означает, что Меркурий обладает горячим, расплавленным железоникелевым ядром, которое составляет 62% всей его массы. Радиус этого ядра близок к 1840 км, и таким образом Меркурий по своему строению напоминает Землю.

Ядро Меркурия окружено силикатной оболочкой толщиной около 600 км, поверхностные слои которой имеют плотность, как и у Луны (3,0-3,3 г/см3). Вообще сходство этих двух космических тел настолько велико, что если бы кто-то подменил Луну Меркурием, земляне этого, вероятно, не заметили бы.