Povrch Merkuru zkrátka připomíná Měsíc. Rozlehlé pláně a mnoho kráterů naznačují, že geologická aktivita na planetě ustala před miliardami let.
Vzor povrchu
Povrch Merkuru (foto je uveden dále v článku), pořízený sondami „Mariner-10“a „Messenger“, navenek vypadal jako Měsíc. Planeta je z velké části poseta krátery různých velikostí. Nejmenší viditelné na nejpodrobnějších fotografiích Marineru mají průměr několik set metrů. Prostor mezi velkými krátery je relativně plochý a skládá se z plání. Je podobný povrchu Měsíce, ale zabírá mnohem více místa. Podobné oblasti obklopují nejvýraznější impaktní strukturu Merkuru, která vznikla v důsledku srážky, pánev Zhara Plain Basin (Caloris Planitia). Při setkání s Marinerem 10 byla osvětlena pouze polovina a Messenger ji zcela otevřel při svém prvním průletu kolem planety v lednu 2008.
Krátery
Nejběžnějšími tvary terénu na planetě jsou krátery. Pokrývají velkou část povrchu. Rtuť. Planeta (na obrázku níže) vypadá na první pohled jako Měsíc, ale při bližším zkoumání odhalí zajímavé rozdíly.
Gravitace Merkuru je více než dvojnásobná než u Měsíce, částečně kvůli vysoké hustotě jeho obrovského jádra ze železa a síry. Silná gravitace má tendenci udržovat materiál vymrštěný z kráteru blízko místa dopadu. Ve srovnání s Měsícem dopadl na pouhých 65 % měsíční vzdálenosti. To může být jedním z faktorů, které přispěly ke vzniku sekundárních kráterů na planetě, vzniklých vlivem vyvrženého materiálu, na rozdíl od těch primárních, které vznikly přímo při srážce s asteroidem nebo kometou. Vyšší gravitace znamená, že složité tvary a struktury charakteristické pro velké krátery - centrální vrcholy, strmé svahy a plochá základna - jsou na Merkuru pozorovány v menších kráterech (minimální průměr asi 10 km) než na Měsíci (asi 19 km). Struktury menší než tyto rozměry mají jednoduché miskovité obrysy. Krátery Merkuru se liší od kráterů na Marsu, ačkoli obě planety mají srovnatelnou gravitaci. Čerstvé krátery na prvním jsou obvykle hlubší než srovnatelné útvary na druhém. To může být způsobeno nízkým obsahem těkavých látek v kůře Merkuru nebo vyššími dopadovými rychlostmi (protože rychlost objektu na sluneční oběžné dráze se zvyšuje, jak se přibližuje ke Slunci).
Krátery větší než 100 km v průměru se začínají přibližovat oválnému tvaru, který je pro ně typickývelké formace. Tyto struktury - polycyklické pánve - mají velikost 300 km nebo více a jsou výsledkem nejsilnějších kolizí. Na fotografované části planety jich bylo nalezeno několik desítek. Snímky Messenger a laserová výškoměr významně přispěly k pochopení těchto zbytkových jizev po raném bombardování Merkuru asteroidy.
Zhara Plain
Tato nárazová struktura má délku 1550 km. Když byl poprvé objeven Marinerem 10, věřilo se, že jeho velikost je mnohem menší. Vnitřek objektu tvoří hladké pláně pokryté lomenými a lomenými soustřednými kružnicemi. Největší hřebeny se táhnou několik set kilometrů na délku, asi 3 km na šířku a méně než 300 metrů na výšku. Více než 200 zlomů, velikostí srovnatelných s okraji, vychází ze středu pláně; mnohé z nich jsou prohlubně ohraničené brázdami (grabeny). Tam, kde se drapáky protínají s hřebeny, mají tendenci jimi procházet, což naznačuje jejich pozdější formaci.
Typy povrchů
Píň Zhara je obklopena dvěma typy terénu – jeho okrajem a reliéfem tvořeným odhozenou horninou. Okraj je prstenec nepravidelných horských bloků dosahujících výšky 3 km, což jsou nejvyšší hory na planetě, s poměrně strmými svahy směrem ke středu. Druhý mnohem menší prstenec je od prvního vzdálen 100-150 km. Za vnějšími svahy se nachází pásmo liniíradiální hřbety a údolí, částečně vyplněné pláněmi, z nichž některé jsou posety četnými pahorky a kopci vysokými několik set metrů. Původ útvarů, které tvoří široké prstence kolem pánve Zhara, je kontroverzní. Některé pláně na Měsíci vznikly hlavně v důsledku interakce vyvržení s již existující topografií povrchu, a to může platit i pro Merkur. Výsledky Messengeru ale naznačují, že na jejich vzniku sehrála významnou roli vulkanická činnost. Nejen, že je zde ve srovnání s pánví Zhara jen málo kráterů, což ukazuje na dlouhé období formování plání, ale mají i jiné rysy, které jsou jasněji spojené s vulkanismem, než bylo možné vidět na snímcích Mariner 10. Kritický důkaz vulkanismu pochází ze snímků Messengeru, které ukazují sopečné průduchy, mnohé podél vnějšího okraje planiny Zhara.
Kráter Radithlady
Caloris je jedna z nejmladších velkých polycyklických plání, alespoň v prozkoumané části Merkuru. Vznikla pravděpodobně ve stejnou dobu jako poslední obří stavba na Měsíci, asi před 3,9 miliardami let. Snímky Messengeru odhalily další mnohem menší impaktní kráter s viditelným vnitřním prstencem, který se mohl vytvořit mnohem později, nazvaný Raditlady Basin.
Podivný antipod
Na druhé straně planety, přesně 180° naproti planině Zhara, se nacházíkousek podivně zkresleného terénu. Vědci tuto skutečnost interpretují tak, že mluví o jejich současném vzniku fokusací seismických vln z událostí, které ovlivnily antipodální povrch Merkuru. Kopcovitý a lemovaný terén je rozlehlé pásmo pahorkatiny, což jsou kopcovité polygony široké 5-10 km a vysoké až 1,5 km. Krátery, které existovaly dříve, se seismickými procesy proměnily v kopce a trhliny, v důsledku čehož vznikl tento reliéf. Některé z nich měly ploché dno, ale pak se jejich tvar změnil, což naznačuje jejich pozdější plnění.
Plains
Povina je relativně plochý nebo mírně zvlněný povrch Merkuru, Venuše, Země a Marsu, který se na těchto planetách nachází všude. Je to „plátno“, na kterém se vyvíjela krajina. Pláně jsou důkazem procesu bourání nerovného terénu a vytváření zploštělého prostoru.
Existují nejméně tři způsoby „leštění“, které pravděpodobně srovnaly povrch Merkuru.
Jeden ze způsobů – zvýšení teploty – snižuje pevnost kůry a její schopnost udržet vysoký reliéf. V průběhu milionů let se hory „potopí“, dno kráterů se zvedne a povrch Merkuru se vyrovná.
Druhá metoda zahrnuje pohyb hornin směrem k nižším oblastem terénu pod vlivem gravitace. Postupem času se hornina hromadí v nížinách a zaplňuje vyšší patrajak se jeho objem zvětšuje. takto se chová láva proudící z útrob planety.
Třetím způsobem je zasáhnout úlomky kamenů na povrchu Merkuru shora, což nakonec vede k vyrovnání nerovného terénu. Příklady tohoto mechanismu jsou výrony kráterů a sopečný popel.
Vulkanická činnost
Některé důkazy ve prospěch hypotézy o vlivu sopečné činnosti na formování mnoha plání obklopujících pánev Zhara již byly předloženy. Další relativně mladé pláně na Merkuru, zvláště viditelné v oblastech osvětlených pod nízkými úhly během prvního průletu kolem Posla, vykazují charakteristické rysy vulkanismu. Například několik starých kráterů bylo po okraj zaplněno proudy lávy, podobně jako stejné útvary na Měsíci a Marsu. Rozsáhlé pláně na Merkuru je však obtížnější posoudit. Vzhledem k tomu, že jsou starší, je jasné, že sopky a další sopečné útvary mohly erodovat nebo se jinak zhroutily, takže je obtížné je vysvětlit. Pochopení těchto starých plání je důležité, protože jsou pravděpodobně zodpovědné za zmizení většího počtu kráterů o průměru 10–30 km ve srovnání s Měsícem.
Escarps
Stovky zubatých říms jsou nejdůležitějšími tvary Merkuru, které nám umožňují získat představu o vnitřní struktuře planety. Délka těchto skal se pohybuje od desítek až po více než tisíce kilometrů a výška se pohybuje od 100 m do 3 km. Pokudpři pohledu shora se jejich okraje zdají zaoblené nebo zubaté. Je jasné, že jde o důsledek vzniku trhlin, kdy se část zeminy zvedla a ležela na okolí. Na Zemi jsou tyto struktury objemově omezené a vznikají při lokálním horizontálním stlačení v zemské kůře. Ale celý zkoumaný povrch Merkuru je pokryt škarpami, což znamená, že kůra planety se v minulosti zmenšila. Z počtu a geometrie škarp vyplývá, že průměr planety se zmenšil o 3 km.
Smršťování navíc muselo pokračovat až do relativně nedávné geologické historie, protože některé srázy změnily tvar dobře zachovaných (a tedy relativně mladých) impaktních kráterů. Zpomalení původně vysoké rychlosti rotace planety slapovými silami způsobilo stlačení v rovníkových šířkách Merkuru. Globálně distribuované škarpy však naznačují jiné vysvětlení: pozdní ochlazování pláště, případně spojené se ztuhnutím části kdysi zcela roztaveného jádra, vedlo ke stlačení jádra a deformaci studené kůry. Zmenšování velikosti Merkuru, jak se jeho plášť ochlazoval, mělo mít za následek více podélných struktur, než lze vidět, což naznačuje, že proces kontrakce je neúplný.
Povrch Merkuru: z čeho je vyroben?
Vědci se pokusili zjistit složení planety studiem slunečního světla odraženého od různých jejích částí. Jedním z rozdílů mezi Merkurem a Měsícem, kromě toho, že první je o něco tmavší, je spektrumjeho povrchový jas je menší. Například moře družice Země – hladké prostory viditelné pouhým okem jako velké tmavé skvrny – jsou mnohem tmavší než vysočiny poseté krátery a pláně Merkuru jsou jen o málo tmavší. Barevné rozdíly na planetě jsou méně výrazné, i když snímky Messenger pořízené pomocí sady barevných filtrů ukázaly malé velmi barevné oblasti spojené s průduchy sopek. Tyto rysy plus relativně nenápadné viditelné a blízké infračervené spektrum odraženého slunečního světla naznačují, že povrch Merkuru je složen z křemičitanových minerálů chudých na železo a titan, které jsou tmavší barvy než měsíční moře. Zejména horniny planety mohou mít nízký obsah oxidů železa (FeO), což vede k předpokladu, že byla vytvořena za mnohem více redukčních podmínek (tj. nedostatku kyslíku) než ostatní zemští členové.
Problémy dálkového výzkumu
Je velmi obtížné určit složení planety pomocí dálkového snímání slunečního světla a spektra tepelného záření, které odráží povrch Merkuru. Planeta se silně zahřívá, což mění optické vlastnosti minerálních částic a komplikuje přímou interpretaci. Nicméně, Messenger byl vybaven několika přístroji, které nebyly na palubě Mariner 10, které měřily chemické a minerální složení přímo. Tyto přístroje vyžadovaly dlouhou dobu pozorování, zatímco loď zůstala blízko Merkuru, takže konkrétní výsledky po prvních třechNebyly žádné krátké lety. Teprve během orbitální mise Messengeru se objevilo dostatek nových informací o složení povrchu planety.
