수성에 가장 가까운 행성. 행성 수성의 특성 : 설명, 구조, 사진

12.10.2019

간단히 말해서 수성의 표면은 달과 비슷합니다. 광대한 평원과 많은 분화구는 행성의 지질 활동이 수십억 년 전에 중단되었음을 나타냅니다.

표면의 성질

Mariner-10과 Messenger 탐사선이 찍은 수성의 표면(사진은 기사 뒷부분에 있음)은 겉보기에 달처럼 보였습니다. 행성은 다양한 크기의 분화구로 대부분 점재되어 있습니다. 마리너의 가장 상세한 사진에서 보이는 가장 작은 것은 지름이 수백 미터입니다. 큰 분화구 사이의 공간은 비교적 평평하며 평야로 구성되어 있습니다. 그것은 달의 표면과 비슷하지만 훨씬 더 많은 공간을 차지합니다. 유사한 지역이 충돌의 결과로 형성된 수성의 가장 두드러진 충돌 구조인 Zhara Plain Basin(Caloris Planitia)을 둘러싸고 있습니다. 매리너 10호와 만났을 때 절반만 밝게 빛나고 있었고 2008년 1월 첫 번째 행성 비행에서 메신저에 의해 완전히 발견되었습니다.

분화구

행성 구호의 가장 일반적인 구조는 분화구입니다. 표면을 크게 덮고 있습니다(아래 사진 참조). 언뜻 보기에는 달처럼 보이지만 자세히 살펴보면 흥미로운 차이점이 있습니다.

수성의 중력은 달의 중력의 두 배 이상이며, 부분적으로는 철과 황으로 이루어진 거대한 핵의 밀도가 높기 때문입니다. 강한 중력은 충돌 지점에 가까운 분화구에서 분출된 물질을 유지하는 경향이 있습니다. 달과 비교하면 달 거리의 65%밖에 떨어지지 않았다. 이것은 소행성이나 혜성과의 충돌로 직접 발생한 1차 분화구와 달리 분출된 물질의 영향으로 형성된 2차 분화구의 형성에 기여한 요인 중 하나일 수 있습니다. 더 고강도중력은 큰 분화구의 특징인 복잡한 모양과 구조(중앙 봉우리, 가파른 경사면 및 평평한 바닥)가 작은 분화구의 수성에서 관찰된다는 것을 의미합니다( 최소 직경달(약 19km)보다 약 10km). 이 치수보다 작은 구조는 단순한 컵 모양의 윤곽을 가지고 있습니다. 두 행성의 중력은 비슷하지만 수성의 크레이터는 화성의 크레이터와 다릅니다. 첫 번째 분화구의 신선한 분화구는 일반적으로 두 번째 분화구의 비슷한 지층보다 더 깊습니다. 이것은 수성 지각의 휘발성 물질 함량이 낮거나 충돌 속도가 더 높기 때문일 수 있습니다(태양 궤도에 있는 물체의 속도는 태양에 접근함에 따라 증가하기 때문).

직경이 100km가 넘는 크레이터는 이러한 대형 형성의 특징인 타원형에 접근하기 시작합니다. 이러한 구조(다환 분지)는 크기가 300km 이상이며 가장 강력한 충돌의 결과입니다. 그 중 수십 개가 행성의 사진에 찍힌 부분에서 발견되었습니다. 메신저 이미지와 레이저 고도계는 수성의 초기 소행성 폭격으로 인한 이러한 잔여 흉터를 이해하는 데 크게 기여했습니다.

히트 플레인

이 충격 구조는 1550km에 걸쳐 확장됩니다. 마리너 10호가 처음 발견했을 때 그 크기는 훨씬 작았다고 믿어졌다. 물체의 내부는 접히고 부서진 동심원으로 덮인 매끄러운 평야입니다. 가장 큰 산맥은 길이가 수백km, 너비가 약 3km, 높이가 300m 미만입니다. 가장자리와 비슷한 크기의 200개 이상의 균열이 평원의 중심에서 나옵니다. 그들 중 다수는 고랑(grabens)으로 둘러싸인 함몰부입니다. 그랩은 능선과 교차하는 곳에서 그것들을 통과하는 경향이 있어 나중에 형성되었음을 나타냅니다.

표면 유형

Zhara Plain은 두 가지 유형의 지형으로 둘러싸여 있습니다. 가장자리와 버려진 암석으로 형성된 릴리프입니다. 가장자리는 불규칙한 산 블록의 고리로 높이가 3km에 이르며 가장 높은 산들행성에서 발견되며 중심을 향해 상대적으로 가파른 경사가 있습니다. 두 번째 훨씬 작은 고리는 첫 번째 고리에서 100-150km 떨어져 있습니다. 외부 경사면 뒤에는 선형 방사형 능선과 계곡이 있으며 부분적으로 평야로 채워져 있으며 그 중 일부는 수백 미터 높이의 수많은 언덕과 언덕이 점재되어 있습니다. 자라 분지 주변의 넓은 고리를 구성하는 지층의 기원은 논란의 여지가 있습니다. 달의 평원 중 일부는 주로 분출물과 이미 존재하는 표면 지형의 상호 작용의 결과로 형성되었으며 이는 수성의 경우에도 마찬가지일 수 있습니다. 그러나 메신저의 결과는 화산 활동이 화산 형성에 중요한 역할을 했음을 시사합니다. Zhara 분지에 비해 분화구가 적은 것은 오랜 기간의 평야 형성을 의미할 뿐만 아니라, Mariner 10 이미지에서 볼 수 있는 것보다 화산 활동과 더 명확하게 관련된 다른 특징이 있습니다. 화산 활동에 대한 중요한 증거는 Zhara 평야의 바깥 쪽 가장자리를 따라 많은 화산 분출구를 보여주는 메신저 이미지에서 나왔습니다.

래디트레이디 분화구

칼로리는 최소한 수성의 탐사 지역에서 가장 젊은 대규모 다환 평야 중 하나입니다. 그것은 아마도 약 39억 년 전인 달의 마지막 거대 구조물과 동시에 형성되었을 것입니다. 메신저 이미지는 훨씬 더 나중에 형성되었을 수 있는 내부 링이 있는 훨씬 더 작은 충돌 분화구인 Raditlady Basin을 보여줍니다.

이상한 대척

행성의 반대편, 정확히 180°인 자라 평원 반대편에는 이상하게 왜곡된 지형이 있습니다. 과학자들은 수성의 대척 표면에 영향을 미친 사건의 지진파를 집중시켜 동시 형성에 대해 말함으로써 이 사실을 해석합니다. 구릉지와 줄 지어 있는 지형은 폭이 5-10km이고 높이가 최대 1.5km인 구릉 다각형인 고지대의 광대한 영역입니다. 이전에 존재했던 분화구는 지진 과정에 의해 언덕과 균열로 바뀌었고 결과적으로 이러한 구호가 형성되었습니다. 그들 중 일부는 바닥이 평평했지만 나중에 모양이 바뀌면서 나중에 채워졌음을 나타냅니다.

평원

평야는 수성, 금성, 지구, 화성의 비교적 평평하거나 완만하게 물결치는 표면이며 이 행성의 모든 곳에서 발견됩니다. 풍경이 발전한 "캔버스"입니다. 평야는 거친 지형이 파괴되고 평평한 공간이 생성되는 과정의 증거입니다.

아마도 수성의 표면을 평평하게 한 "광택"의 적어도 세 가지 방법이 있습니다.

한 가지 방법 - 온도를 높이면 - 수피의 강도와 높은 구호를 유지하는 능력이 감소합니다. 수백만 년에 걸쳐 산이 "침몰"하고 분화구의 바닥이 상승하고 수성의 표면이 평평해질 것입니다.

두 번째 방법은 중력의 영향을 받아 암석이 지형의 낮은 지역으로 이동하는 것입니다. 시간이 지남에 따라 암석은 저지대에 축적되고 부피가 증가함에 따라 더 높은 레벨을 채웁니다. 이것이 행성의 장에서 용암이 흐르는 방식입니다.

세 번째 방법은 위에서 수성 표면의 암석 조각을 치는 것입니다. 이는 궁극적으로 거친 지형의 정렬로 이어집니다. 이 메커니즘의 예는 분화구와 화산재가 형성되는 동안 암석이 분출되는 것입니다.

화산 활동

Zhara 분지를 둘러싼 많은 평야 형성에 대한 화산 활동의 영향에 대한 가설을 지지하는 몇 가지 증거가 이미 제시되었습니다. 수성의 다른 비교적 젊은 평야, 특히 메신저의 첫 번째 비행 중에 낮은 각도로 조명이 켜진 지역에서 볼 수 있는 화산 활동의 특징적인 특징을 보여줍니다. 예를 들어, 여러 개의 오래된 분화구는 달과 화성의 동일한 형성과 유사한 용암 흐름으로 가득 차 있습니다. 그러나 수성의 광범위한 평야는 평가하기가 더 어렵습니다. 그것들은 더 오래되었기 때문에 화산과 다른 화산 형성물이 침식되거나 붕괴되어 설명하기 어려운 것이 분명합니다. 이 오래된 평원을 이해하는 것은 달에 비해 직경 10-30km의 분화구 대부분이 사라지는 원인일 가능성이 높기 때문에 중요합니다.

급경사면

행성의 내부 구조에 대한 아이디어를 얻을 수 있게 해주는 수성의 가장 중요한 지형은 수백 개의 들쭉날쭉한 선반입니다. 이 암석의 길이는 수십에서 수천 킬로미터 이상, 높이는 100m에서 3km까지 다양합니다. 위에서 보면 가장자리가 둥글거나 들쭉날쭉합니다. 이것은 토양의 일부가 상승하여 주변 지역에 놓일 때 균열이 형성된 결과임이 분명합니다. 지구에서 이러한 구조는 부피가 제한되어 있으며 지각의 국부적 수평 압축 하에서 발생합니다. 그러나 조사된 수성의 전체 표면은 반흔으로 덮여 있는데, 이는 수성의 지각이 과거에 감소했음을 의미합니다. 단층의 수와 기하학에서 행성의 직경이 3km 감소했음을 알 수 있습니다.

또한 일부 절벽이 잘 보존된(따라서 상대적으로 젊은) 충돌 분화구의 모양을 변경했기 때문에 지질학적 역사에서 비교적 최근까지 수축이 계속되었을 것입니다. 조석력에 의한 행성 자전의 초기 고속 감속은 수성의 적도 위도에 압축을 일으켰습니다. 그러나 전 세계적으로 분포된 반흔은 다른 설명을 제시합니다. 한 번 완전히 녹은 코어의 일부가 응고된 것과 결합된 늦은 맨틀 냉각으로 인해 코어 압축과 차가운 지각의 변형이 발생했을 수 있습니다. 맨틀이 냉각되면서 수은이 수축하면서 볼 수 있는 것보다 더 많은 길이 방향 구조가 생겼어야 했으며, 이는 압축 과정이 불완전함을 시사합니다.

수성의 표면: 무엇으로 만들어졌습니까?

과학자들은 행성의 다른 부분에서 반사된 햇빛을 조사하여 행성의 구성을 알아내려고 했습니다. 수성과 달의 차이점 중 하나는 전자가 약간 더 어둡다는 사실 외에도 표면 밝기 스펙트럼이 더 작다는 것입니다. 예를 들어, 지구의 달 바다(맨눈으로 큰 검은 반점으로 볼 수 있는 매끄러운 영역)는 분화구가 점재하는 고지대보다 훨씬 더 어둡고 수성 평야는 약간만 더 어둡습니다. 색상 필터 세트로 찍은 메신저 이미지는 화산 분출구와 관련된 작고 매우 다채로운 영역을 보여 주었지만 행성의 색상 차이는 덜 두드러졌습니다. 이러한 특징과 반사된 햇빛의 상대적으로 눈에 띄지 않는 가시광선 및 근적외선 스펙트럼은 수성의 표면이 달의 바다보다 철과 티타늄이 부족한 어두운 색의 규산염 광물로 구성되어 있음을 시사합니다. 특히, 행성의 암석은 산화철(FeO)이 낮을 수 있으며, 이는 지구가 다른 육상 그룹의 대표자보다 훨씬 더 환원 조건(즉, 산소 부족)에서 형성되었다는 가정으로 이어집니다.

원격 연구의 문제

태양광과 수성 표면을 반사하는 열복사 스펙트럼의 원격 감지로 행성의 구성을 결정하는 것은 매우 어렵습니다. 행성은 강하게 가열되어 광물 입자의 광학적 특성을 변화시키고 직접적인 해석을 복잡하게 만듭니다. 그러나 메신저에는 화학 및 광물 조성을 직접 측정하는 Mariner 10호에 탑재되지 않은 여러 기기가 장착되어 있었습니다. 이 장비는 우주선이 수성에 가까이 남아 있는 동안 오랜 기간의 관찰이 필요했기 때문에 처음 세 번의 짧은 비행 후에는 구체적인 결과가 나오지 않았습니다. 메신저의 궤도 임무 동안에만 행성 표면의 구성에 대한 충분한 새로운 정보가 나타났습니다.

현재까지 알려진 모든 행성 중 태양계수은은 과학계에서 가장 관심이 없는 대상입니다. 이것은 주로 밤하늘에서 희미하게 불타는 작은 별이 실제로 응용 과학 측면에서 가장 적합하지 않은 것으로 판명되었다는 사실에 의해 설명됩니다. 태양의 첫 번째 행성은 생명이 없는 우주 훈련장으로 자연 자체가 태양계 형성 과정에서 분명히 훈련을 받았습니다.

사실, 수성은 천체 물리학자를 위한 정보의 실제 창고라고 부를 수 있습니다. 여기에서 물리학 및 열역학 법칙에 대한 많은 흥미로운 데이터를 얻을 수 있습니다. 이 가장 흥미로운 천체에 대해 받은 정보를 사용하여 우리 별이 전체 태양계에 미치는 영향에 대한 아이디어를 얻을 수 있습니다.

태양계의 첫 번째 행성은 무엇입니까?

오늘날 수성은 시스템에서 가장 작은 행성으로 간주됩니다. 명왕성은 우리 우주의 주요 천체 목록에서 제외되어 범주로 옮겨졌기 때문에 왜행성, 머큐리가 영예로운 1위를 차지했습니다. 그러나 이 지도부는 포인트를 추가하지 않았습니다. 수성이 태양계에서 차지하는 위치는 보이지 않습니다. 현대 과학. 그것은 모두 태양과의 근접성 때문입니다.

이러한 부럽지 않은 상황은 행성의 행동에 흔적을 남깁니다. 48km/s의 수성. 궤도를 따라 돌진하여 지구 88일 동안 태양 주위를 완전히 회전합니다. 그것은 자체 축을 중심으로 아주 천천히 회전합니다. 58.646일 만에 천문학자들이 오랫동안 수성을 한쪽으로 돌린 수성을 고려할 이유를 주었습니다.

높은 확률로 고대 로마 신 수성을 기리기 위해 행성에 이름을 붙인 이유는 바로 이 천체의 속도와 태양계의 중심 발광체에 대한 근접성 때문이었습니다. 그의 신속함으로.

태양계의 첫 번째 행성에 대한 공로를 인정받아 고대인들조차 별 주위를 도는 독립적인 천체로 간주했습니다. 이러한 관점에서 우리 발광체의 가장 가까운 이웃에 대한 학문적 데이터가 궁금합니다.

행성의 간략한 설명과 특징

태양계의 모든 8개 행성 중에서 수성은 가장 특이한 궤도를 가지고 있습니다. 행성과 태양의 거리가 미미하기 때문에 궤도는 가장 짧지만 모양은 매우 긴 타원입니다. 다른 행성의 궤도에 비해 첫 번째 행성의 이심률이 가장 높은 0.20 e 즉, 수성의 움직임은 거대한 우주의 그네를 닮아 있습니다. 근일점에서 4600만km 떨어진 태양의 격렬한 이웃이 붉게 타오르는 태양에 접근합니다. aphelion에서 수성은 우리 별에서 6980만km 떨어져 있으며 이 시간 동안 광대한 우주에서 조금 식을 시간을 갖습니다.

밤하늘에서 행성은 -1.9m에서 5.5m까지 넓은 범위의 광도를 가지고 있지만, 수성은 태양과 가까워서 관측이 매우 제한적입니다.

이러한 궤도 비행의 특징은 태양계에서 가장 중요한 행성의 광범위한 온도 차이를 쉽게 설명합니다. 그러나 주요 순도 검증 각인작은 행성의 천체물리학적 매개변수는 태양의 위치에 대한 궤도의 변위입니다. 물리학에서 이 과정을 세차운동이라고 하며, 그 원인은 여전히 미스터리입니다. 19세기에는 수성의 궤도 특성의 변화에 대한 표도 작성되었지만 천체의 이러한 거동을 완전히 설명하는 것은 불가능했습니다. 이미 20 세기 중반에 수성 궤도의 위치에 영향을 미치는 태양 근처의 특정 행성의 존재에 대한 가정이 이루어졌습니다. 현재 이 이론을 확인 기술적 수단연구 지역이 태양과 가깝기 때문에 망원경으로 관찰하는 것은 불가능합니다.

행성 궤도의 이러한 특징에 대한 가장 적절한 설명은 아인슈타인의 상대성 이론의 관점에서 세차 운동을 고려하는 것입니다. 수성의 예비 궤도 공진은 1:1로 추정되었다. 실제로 이 매개변수의 값은 3:2인 것으로 밝혀졌다. 행성의 축은 궤도면에 직각으로 위치하며, 궤도 속도로 자신의 축을 중심으로 태양 이웃은 이상한 현상을 이끈다. 천정에 도달 한 등기구는 반전되기 시작하므로 수성에서 일출과 일몰은 수성 수평선의 한 부분에서 발생합니다.

행성의 물리적 매개변수는 다음과 같으며 다소 겸손해 보입니다.

수성의 평균 반지름은 2439.7 ± 1.0km입니다.
행성의 질량은 3.33022 1023 kg입니다.
수은의 밀도는 5.427g/cm³입니다.
수은 적도에서 자유 낙하 가속도는 3.7m/s2입니다.

가장 작은 행성의 지름은 4879km입니다. 지구형 행성 중 수성은 세 행성보다 열등합니다. 작은 수성에 비해 진짜 거인은 금성과 지구, 화성은 첫 번째 행성의 크기보다 훨씬 크지 않습니다. 이웃 태양은 목성과 토성, 가니메데(5262km), 타이탄(5150km) 위성보다 크기가 작습니다.

지구와 관련하여 태양계의 첫 번째 행성은 다른 위치를 차지합니다. 두 행성 사이의 가장 가까운 거리는 8200만km, 최대 거리는 2억1700만km이다. 지구에서 수성으로 날아가면 우주선화성이나 금성에 가는 것보다 더 빨리 행성에 도달할 수 있습니다. 이것은 작은 행성이 종종 이웃보다 지구에 더 가깝기 때문입니다.

수성은 밀도가 매우 높으며 이 매개변수에서 화성을 거의 2배(5.427g/cm3 대 붉은 행성의 경우 3.91g/cm2) 능가하는 우리 행성에 더 가깝습니다. 그러나 수성과 화성의 자유 낙하 가속도는 거의 3.7m/s2입니다. 오랫동안 과학자들은 태양계의 첫 번째 행성이 과거에 금성의 위성이라고 믿었지만 행성의 질량과 밀도에 대한 정확한 데이터를 얻으면서 이 가설이 무너졌습니다. 수성은 태양계가 형성되는 동안 형성된 완전히 독립적인 행성입니다.

크기는 4879km에 불과하지만 이 행성은 달보다 무겁고 밀도는 태양, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성을 합친 것과 같은 거대한 천체를 능가합니다. 그러나 그러한 고밀도는 지질학적 측면이나 대기 상태 측면에서 행성에 다른 뛰어난 물리적 매개변수를 제공하지 못했습니다.

수은의 내부 및 외부 구조

모든 지구형 행성의 특징은 단단한 표면입니다.

이것은 이러한 행성의 내부 구조가 유사하기 때문입니다. 지질학 측면에서 수성은 3개의 고전적인 층을 가지고 있습니다.

수은 지각의 두께는 100-300km 범위에서 다양합니다.
600km 두께의 맨틀;
직경 3500-3600km의 철 - 니켈 코어.

수성의 지각은 물고기 비늘과 같으며, 초기에 행성의 지질 활동의 결과로 형성된 암석 층이 서로 겹겹이 겹겹이 쌓여 있습니다. 이러한 층은 기복의 특징인 독특한 돌출부를 형성했습니다. 표면층의 급속한 냉각으로 인해 껍질이 샤그린 가죽처럼 수축되기 시작하여 강도가 떨어졌습니다. 나중에 행성의 지질 학적 활동이 끝나면 Mercurial 지각은 강력한 외부 영향을 받았습니다.

지각의 두께에 비해 상당히 얇은 맨틀은 겨우 600km처럼 보입니다. 수성 맨틀의 그러한 미미한 두께는 행성이 큰 천체와 충돌하여 수성의 행성 물질의 일부가 손실되었다는 이론을 지지합니다.

행성의 핵심에 관해서는 많은 논란의 여지가 있습니다. 코어의 직경은 전체 행성의 직경의 3/4이며 반 액체 상태입니다. 또한 코어의 철 농도 측면에서 수성은 태양계 행성 중 확실한 리더입니다. 액체 코어의 활동은 행성 표면에 계속 영향을 미치고 독특한 지질 형성 - 팽창을 형성합니다.

오랫동안 천문학자들과 과학자들은 육안 관찰을 기반으로 한 행성의 표면에 대해 거의 알지 못했습니다. 1974년에야 미국의 우주 탐사선인 매리너 10호의 도움으로 인류가 처음으로 가까운 거리에서 이웃 태양의 표면을 볼 수 있는 기회를 갖게 되었습니다. 얻은 이미지에서 수성의 표면이 어떻게 생겼는지 알 수 있었습니다. 마리너 10호가 촬영한 사진으로 판단하면, 태양에서 첫 번째 행성은 분화구로 덮여 있습니다. 가장 큰 분화구 "Kaloris"는 직경이 1550km입니다. 분화구 사이의 지역은 수성 평원과 암석 지형으로 덮여 있습니다. 침식되지 않은 수성의 표면은 태양계 형성 초기와 거의 동일하게 유지되었습니다. 이것은 행성에서 활동적인 구조 활동의 조기 중단에 의해 촉진되었습니다. 수은 기복의 변화는 운석의 낙하 결과로만 발생했습니다.

나름대로 색 구성표수성은 같은 회색이고 특징이 없는 달과 매우 유사합니다. 두 천체의 알베도는 각각 0.1과 0.12로 거의 동일합니다.

에 관하여 기후 조건행성 수성에서 그것은 가혹하고 잔인한 세계입니다. 근처 별의 영향으로 행성이 4500C까지 가열된다는 사실에도 불구하고 열은 수성 표면에 유지되지 않습니다. 행성 원반의 그림자 쪽에서는 온도가 -1700C까지 떨어집니다. 이러한 급격한 온도 변동의 원인은 지구의 극도로 희박한 대기 때문입니다. 물리적 매개변수와 밀도 측면에서 수성의 대기는 진공과 유사하지만 이러한 환경에서도 행성의 공기층은 산소(42%), 나트륨 및 수소(각각 29% 및 22%)로 구성됩니다. 6%만이 헬륨입니다. 1% 미만은 수증기, 이산화탄소, 질소 및 불활성 가스로 설명됩니다.

약한 수성 표면의 밀도가 높은 공기층이 사라진 것으로 여겨진다. 중력장행성과 태양풍의 지속적인 영향. 태양의 근접성은 행성에 약한 자기장의 존재에 기여합니다. 여러 면에서 이 지역과 중력장의 약점은 수성에 자연 위성이 없다는 사실에 기여했습니다.

수은 탐사

1974년까지 행성은 주로 광학 기기로 관찰되었습니다. 우주 시대가 시작되면서 인류는 태양계의 첫 번째 행성에 대한 더 집중적인 연구를 시작할 기회를 얻었습니다. 두 개의 지상 우주선 만이 작은 행성의 궤도에 도달했습니다. American Mariner-10과 Messenger. 첫 번째는 1974-75년에 행성을 세 번이나 비행하여 가능한 최대 거리인 320km에서 수성에 접근했습니다.

과학자들은 NASA의 메신저 우주선이 2004년 수성을 향해 출발할 때까지 20년이라는 긴 시간을 기다려야 했습니다. 3년 후인 2008년 1월, 자동 행성간 정거장은 행성 주위를 최초로 비행했습니다. 2011년 메신저 우주선은 행성 궤도에 안전하게 자리를 잡고 연구를 시작했습니다. 4년 후, 탐사선은 자원을 조사한 후 행성 표면으로 떨어졌습니다.

화성 탐사를 위해 보내진 자동 차량의 수에 비해 태양계의 첫 번째 행성을 탐사하기 위해 보내진 우주 탐사선의 수는 극히 적습니다. 이는 기술적인 관점에서 수성에 선박을 진수하는 것이 어렵다는 사실 때문입니다. 수성 궤도에 진입하려면 많은 복잡한 궤도 기동을 수행해야 하며, 이를 구현하려면 많은 양의 연료가 필요합니다.

가까운 장래에 유럽과 일본의 우주국인 자동 우주 탐사선 2개를 동시에 발사할 계획입니다. 첫 번째 탐사선은 수성의 표면과 내부를 탐사하고 두 번째 탐사선인 일본 탐사선은 수성의 대기와 자기장을 연구할 계획입니다.

오른쪽 상단에 밝은 드뷔시 분화구가 보이는 수성의 궤도에서 찍은 메신저의 첫 번째 사진. 출처: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.

수은의 특성

무게: 0.3302 x 1024kg
부피: 6.083 x 10 10km 3
평균 반경: 2439.7km
평균 직경: 4879.4km
밀도: 5.427g/cm3
탈출 속도(두 번째 탈출 속도): 4.3km/s
표면 중력: 3.7m/s2
광학 크기: -0.42
자연 위성: 0
반지? - 아니다
장축: 57,910,000km
공전주기: 87.969일
근일점: 46,000,000km
아펠리온: 69,820,000km
평균 궤도 속도: 47.87km/s
최대 궤도 속도: 58.98km/s
최소 궤도 속도: 38.86km/s
궤도 기울기: 7.00°
궤도 이심률: 0.2056
항성 자전 주기: 1407.6시간
낮의 길이: 4222.6시간
발견: 선사시대부터 알려져 있음
지구로부터의 최소 거리: 77,300,000km
지구로부터의 최대 거리: 221,900,000km
최대 겉보기 직경: 13초
지구로부터의 최소 겉보기 지름: 4.5 arcseconds
최대 광학 크기: -1.9

수은 크기

수성은 얼마나 큽니까? 표면적, 부피 및 적도 직경. 놀랍게도, 그것은 또한 가장 밀도가 높은 것 중 하나입니다. 그녀는 명왕성이 강등된 후 "가장 작은" 칭호를 얻었습니다. 이것이 오래된 계정에서 수성을 두 번째로 작은 행성으로 언급하는 이유입니다. 위의 세 가지 기준은 표시하는 데 사용할 것입니다.

일부 과학자들은 수성이 실제로 수축하고 있다고 믿습니다. 행성의 액체 코어는 부피의 42%를 차지합니다. 행성의 회전은 코어의 작은 부분을 식힐 수 있습니다. 이러한 냉각 및 수축은 행성 표면의 균열에 의해 입증되는 것으로 믿어집니다.

과 매우 유사하며 이러한 분화구의 지속적인 존재는 행성이 수십억 년 동안 지질학적으로 활동적이지 않았음을 나타냅니다. 이 지식은 행성의 부분적 매핑을 기반으로 합니다(55%). MESSENGER가 전체 표면을 매핑한 후에도 변경될 가능성은 거의 없습니다[ed. note: 2012년 4월 1일 현재]. 이 행성은 약 38억 년 전 후기 중폭격(Late Heavy Bombardment) 동안 소행성과 혜성에게 심한 폭격을 받았을 가능성이 큽니다. 일부 지역은 행성 내에서 마그마적 분출로 채워질 것입니다. 이 분화구 매끄러운 평야는 달에서 발견되는 평야와 유사합니다. 행성이 냉각되면서 개별 균열과 계곡이 형성되었습니다. 이러한 기능은 새로운 기능임을 분명히 나타내는 다른 기능 위에 표시될 수 있습니다. 화산 폭발은 약 7억~8억 년 전 수성의 맨틀이 용암의 흐름을 막을 만큼 충분히 수축했을 때 멈췄습니다.

수성 표면의 한 번도 촬영된 적이 없는 영역을 보여주는 WAC 이미지는 수성 상공 약 450km의 고도에서 촬영되었습니다. 출처: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.

수은 직경(및 반경)

수성의 지름은 4,879.4km입니다.

더 유사한 것과 비교할 방법이 필요하십니까? 수성의 지름은 지구 지름의 38%에 불과하다. 즉, 지구의 지름과 일치하도록 거의 3개의 수성을 나란히 맞출 수 있습니다.

사실, 수은보다 지름이 더 큰 것도 있습니다. 태양계에서 가장 큰 위성은 목성의 위성인 가니메데로 지름 5.268km, 두 번째로 큰 달은 지름 5.152km이다.

지구의 달은 지름이 3,474km에 불과하므로 수성은 그다지 크지 않습니다.

수성의 반지름을 계산하려면 지름을 반으로 나누어야 합니다. 지름이 4,879.4km이므로 수성의 반지름은 2,439.7km입니다.

수성 지름(킬로미터): 4,879.4km
수성의 지름(마일): 3,031.9마일
수성 반경(킬로미터): 2,439.7km
수성 반경(마일): 1,516.0마일

수은의 둘레

수성의 둘레는 15.329km입니다. 다시 말해, 수성의 적도가 완벽하게 평평하고 그 위를 자동차로 운전할 수 있다면 주행 거리계는 여행하는 데 15.329km를 추가할 것입니다.

대부분의 행성은 극에서 압축된 회전 타원체이므로 적도 둘레가 극에서 극보다 큽니다. 회전이 빠를수록 행성은 더 평평해지기 때문에 행성의 중심에서 극까지의 거리는 중심에서 적도까지의 거리보다 짧습니다. 그러나 수성은 너무 천천히 회전하여 둘레가 측정 위치에 따라 달라지지 않습니다.

원의 둘레를 구하는 고전적인 수학 공식을 사용하여 수성의 둘레를 직접 계산할 수 있습니다.

둘레 = 2 x Pi x 반지름

우리는 수성의 반지름이 2,439.7km라는 것을 알고 있습니다. 따라서 이 숫자를 2 x 3.1415926 x 2439.7에 연결하면 15.329km가 됩니다.

수성 둘레(킬로미터): 15.329km
수성 둘레(마일): 9.525km

수성의 초승달.

수은의 양

수성의 부피는 6.083 x 10 10 km 3 입니다. 엄청난 숫자처럼 보이지만 수성은 부피 기준으로 태양계에서 가장 작은 행성입니다(명왕성으로 강등). 그것은 우리 태양계의 일부 위성보다 훨씬 작습니다. 수성의 부피는 지구 부피의 5.4%에 불과하며 태양은 부피가 수성보다 2억 4050만 배 더 큽니다.

수은 부피의 40% 이상을 핵이 차지하고 있으며 정확히 42%입니다. 코어의 지름은 약 3,600km입니다. 이것은 수성을 8개 행성 중 두 번째로 밀도가 높은 행성으로 만듭니다. 코어는 녹고 대부분 철입니다. 용융된 코어는 태양풍을 반사하는 데 도움이 되는 자기장을 생성할 수 있습니다. 행성의 자기장과 무시할 수 있는 중력으로 인해 무시할 수 있는 대기를 유지할 수 있습니다.

수성은 한때 더 큰 행성이었다고 믿어집니다. 따라서 더 큰 볼륨을 가졌습니다. 많은 과학자들이 여러 수준에서 받아 들인 현재 크기를 설명하는 하나의 이론이 있습니다. 이론은 수은의 밀도와 코어에 있는 물질의 높은 비율을 설명합니다. 이론에 따르면 수성은 원래 우리 태양계의 암석 물질의 특성과 마찬가지로 일반 운석과 유사한 규산염과 금속의 비율을 가지고 있었습니다. 당시 이 행성은 현재 질량의 약 2.25배의 질량을 가졌을 것으로 추정되지만 태양계의 역사 초기에는 질량의 1/6에 불과한 지름 수백 킬로미터에 달하는 행성과 충돌했습니다. 그 충격은 원래 지각과 맨틀의 대부분을 긁어내어 핵을 행성의 대부분으로 남기고 행성의 부피를 크게 줄였습니다.

입방 킬로미터 단위 수은의 부피: 6.083 x 10 10 km 3 .

수은의 질량
수성의 질량은 지구 질량의 5.5%에 불과합니다. 실제 값 3.30 x 10 23kg. 수성은 태양계에서 가장 작은 행성이기 때문에 상대적으로 작은 질량일 것으로 예상할 수 있습니다. 반면에 수성은 태양계에서 지구 다음으로 밀도가 두 번째로 높은 행성입니다. 크기를 감안할 때 밀도는 대부분 행성 부피의 거의 절반으로 추정되는 핵에서 나옵니다.

행성의 질량은 70%가 금속이고 30%가 규산염으로 이루어진 물질로 구성되어 있습니다. 행성이 왜 그렇게 조밀하고 금속 물질이 풍부한지를 설명하는 몇 가지 이론이 있습니다. 널리 지지되는 대부분의 이론은 높은 핵심 비율이 영향의 결과라는 것을 지지합니다. 이 이론에서 행성은 원래 우리 태양계에서 흔히 볼 수 있는 콘드라이트 운석과 유사한 규산염에 대한 금속의 비율을 가지며 현재 질량의 2.25배입니다. 우리 우주의 역사 초기에 수성은 수성의 가상 질량의 1/6이고 지름이 수백 킬로미터인 행성 크기의 충돌 물체와 충돌했습니다. 이 규모의 충격은 지각과 맨틀의 많은 부분을 긁어내어 거대한 핵을 남겼을 것입니다. 과학자들은 비슷한 사건이 우리의 달을 만들었다고 믿습니다. 추가 이론에 따르면 행성은 태양의 에너지가 안정화되기 전에 형성되었습니다. 이 이론에서 행성은 훨씬 더 큰 질량을 가졌지만 원시태양에 의해 생성된 온도는 약 10,000Kelvin 정도로 매우 높았을 것이며 표면의 암석 대부분은 기화되었을 것입니다. 암석 증기는 태양풍에 의해 날아갈 수 있습니다.

수은의 질량(kg): 0.3302 x 1024kg
수은의 질량(파운드): 7.2796639 x 1023파운드
미터 톤으로 나타낸 수은의 질량: 3.30200 x 1020톤
수은의 질량(톤): 3.63983195 x 10 20

수성 주위를 도는 메신저에 대한 예술가의 개념. 크레딧: NASA

수성의 중력

수성의 중력은 지구 중력의 38%입니다. 지구에서 무게가 980뉴턴(약 220파운드)인 사람은 지구 표면에 착륙하면 무게가 372뉴턴(83.6파운드)에 불과합니다. 수성은 우리 달보다 약간 더 크므로 중력은 달의 지구의 16%와 비슷할 것으로 예상할 수 있습니다. 수성의 더 높은 밀도의 큰 차이점 - 그것은 태양계에서 두 번째로 밀도가 높은 행성입니다. 사실 수성의 크기가 지구와 같다면 우리 행성보다 밀도가 더 높을 것입니다.

질량과 무게의 차이를 명확히 하는 것이 중요합니다. 질량은 어떤 것이 얼마나 많은 물질을 포함하고 있는지를 측정한 것입니다. 따라서 지구에 100kg의 질량이 있다면 화성이나 은하계 공간에서도 같은 양입니다. 그러나 무게는 느끼는 중력입니다. 욕실 저울은 파운드 또는 킬로그램 단위로 측정되지만 실제로는 무게 측정 단위인 뉴턴으로 측정해야 합니다.

현재 체중을 파운드 또는 킬로그램으로 계산한 다음 계산기에서 0.38을 곱하십시오. 예를 들어 체중이 150파운드라면 수성에서는 57파운드가 됩니다. 바닥 저울로 체중이 68kg인 경우 수성의 체중은 25.8kg입니다.

당신은 또한 당신이 얼마나 더 강할지 알아내기 위해 이 숫자를 뒤집을 수 있습니다. 예를 들어, 얼마나 높이 뛸 수 있는지 또는 얼마나 많은 무게를 들어 올릴 수 있는지. 현재 높이뛰기 세계 기록은 2.43m입니다. 2.43을 0.38로 나누면 수성에 도달하면 세계 높이뛰기 기록을 갖게 됩니다. 이 경우 6.4미터가 됩니다.

수성의 중력을 피하기 위해서는 4.3km/s, 즉 약 15,480km/h의 속도로 움직여야 합니다. 이것을 우리 행성의 탈출 속도(ESV)가 11.2km/s인 지구와 비교하십시오. 두 행성의 비율을 비교하면 38%가 됩니다.

수성 표면의 중력: 3.7 m/s 2
수성의 탈출 속도(두 번째 공간 속도): 4.3km/s

수은의 밀도

수성의 밀도는 태양계에서 두 번째로 높습니다. 지구는 밀도가 더 높은 유일한 행성입니다. 이는 지구의 밀도 5.515g/cm 3 에 비해 5.427g/cm 3 에 해당합니다. 중력 수축이 방정식에서 제거되면 수성은 더 밀도가 높아집니다. 행성의 밀도가 높다는 것은 핵의 많은 부분이 있다는 표시입니다. 코어는 수은 전체 부피의 42%를 차지합니다.

수성은 지구와 같은 지구형 행성으로 우리 태양계의 4개 중 하나에 불과합니다. 수은은 약 70%의 금속 물질과 30%의 규산염을 함유하고 있습니다. 수성의 밀도를 더하면 과학자들은 내부 구조의 세부 사항을 추론할 수 있습니다. 지구의 고밀도는 핵에서 중력 수축의 대부분을 담당하지만 수성은 훨씬 작고 내부적으로 압축되지 않습니다. 이러한 사실로 인해 NASA 과학자와 다른 사람들은 핵의 핵이 크고 엄청난 양의 철을 함유하고 있음이 틀림없다고 추측하게 되었습니다. 행성 지질학자들은 행성의 용융된 핵이 부피의 약 42%를 차지한다고 추정합니다. 지구에서는 코어가 17%를 차지합니다.

수성의 내부 구조.

이로 인해 규산염 맨틀의 두께는 500~700km에 불과합니다. 매리너 10호의 데이터에 따르면 과학자들은 지각이 100-300km 정도 더 얇아졌다고 믿게 되었습니다. 맨틀은 태양계의 다른 어떤 행성보다 많은 철을 함유한 핵을 둘러싸고 있습니다. 그렇다면 이 불균형적인 양의 핵심 물질이 발생한 원인은 무엇입니까? 대부분의 과학자들은 수성이 수십억 년 전에 일반적인 운석인 콘드라이트와 유사한 규산염과 금속의 비율을 가졌다는 이론을 받아들입니다. 그들은 또한 그것이 현재 질량의 2.25배의 질량을 가졌다고 믿고 있습니다. 그러나 수성은 수성의 질량의 1/6에 불과하고 지름이 수백 킬로미터에 달하는 행성과 충돌했을 수 있습니다. 그 충격은 원래 지각과 맨틀의 많은 부분을 긁어 냈을 것이고, 핵에 행성의 더 많은 부분을 남겼을 것입니다.

과학자들은 수성의 밀도에 대해 몇 가지 사실을 알고 있지만 더 많은 것을 발견해야 합니다. 마리너 10호는 많은 정보를 보냈지만 행성 표면의 44%만 연구할 수 있었습니다. 이 기사를 읽는 동안 지도의 빈 공간을 채우고 BepiColumbo 임무는 이 행성에 대한 우리의 지식을 확장하는 데 더 나아갈 것입니다. 머지 않아 행성의 고밀도를 설명하기 위해 더 많은 이론이 등장할 것입니다.

입방 센티미터당 그램 단위의 수은 밀도: 5.427 g/cm 3 .

수은의 축

태양계의 모든 행성과 마찬가지로 수성의 축은 에서 기울어져 있습니다. 이 경우 축 방향 기울기는 2.11도입니다.

행성의 축 기울기는 정확히 무엇입니까? 먼저 태양이 비닐 디스크나 CD와 같은 평평한 디스크의 한가운데에 있는 공이라고 상상해 보십시오. 행성은 이 원반 내부의 태양 주위를 도는 궤도에 있습니다(크거나 작음). 이 원반을 황도면이라고 합니다. 각 행성은 또한 태양 주위를 공전할 때 자체 축을 중심으로 회전합니다. 행성이 위아래로 완벽하게 직선으로 회전한다면 행성의 북극과 남극을 통과하는 이 선은 태양의 극과 완벽하게 평행할 것이고 행성은 0도의 축 기울기를 가질 것입니다. 물론 어떤 행성도 그런 경향이 없습니다.

따라서 수성의 북극과 남극 사이에 선을 그어 가상의 선과 비교하면 수성은 축 방향 기울기가 전혀 없으며 그 각도는 2.11도가 됩니다. 수성의 기울기가 태양계의 모든 행성 중 가장 작다는 사실을 알고 놀라실 수도 있습니다. 예를 들어 지구의 기울기는 23.4도입니다. 그리고 천왕성은 일반적으로 축을 중심으로 거꾸로 뒤집혀 있으며 축 방향으로 97.8도 기울어져 회전합니다.

여기 지구에서 우리 행성의 축 방향 기울기는 계절을 유발합니다. 북반구의 여름이면 북극바깥쪽으로 편향됨. 여름에 햇빛을 더 많이 받기 때문에 겨울에는 덜 따뜻하고 더 따뜻합니다.

수성은 계절이 없습니다. 축 방향 기울기가 거의 없기 때문입니다. 물론, 태양을 따뜻하게 유지할 대기가 많지 않습니다. 태양을 마주하는 면은 최대 700Kelvin까지 가열되는 반면, 태양과 반대되는 면은 100Kelvin 미만의 온도를 갖습니다.

수성의 축 방향 기울기: 2.11°.

수은은 물리적 특성이 달과 비슷합니다. 자연 위성이 없으며 대기가 매우 희박합니다. 이 행성은 전체 행성 부피의 83%를 차지하는 큰 철핵을 가지고 있습니다. 이 코어는 지구의 0.01 강도의 자기장의 근원입니다. 행성의 표면 온도는 -90 - 700K(-183.15-426.85C)입니다. 행성의 태양면은 반대면과 극지방보다 훨씬 더 많이 가열됩니다.

수은 분화구

수성의 표면에는 많은 수의분화구, 이 풍경은 달과 매우 유사합니다. 수성의 다른 지역에서는 분화구의 밀도가 다릅니다. 더 심하게 분화된 행성 표면의 영역은 더 오래되고 덜 점선이 있는 영역은 더 젊을 수 있습니다. 그들은 오래된 표면에 용암이 범람하여 형성되었습니다. 동시에 수성에는 달보다 큰 크레이터가 더 적습니다. 수성에서 가장 큰 분화구의 지름은 716km로 네덜란드의 위대한 화가 렘브란트의 이름을 따서 명명되었습니다. 또한 수성에는 달과 다른 형태가 있습니다. 예를 들어, 절벽은 수백 킬로미터에 걸쳐 뻗어 있는 수많은 들쭉날쭉한 경사입니다. 반흔을 연구할 때 수성의 냉각을 동반한 표면 압축 동안 형성되었으며 행성의 표면적이 1% 감소한 것으로 나타났습니다. 왜냐하면 수성 표면에는 잘 보존된 큰 크레이터가 있습니다. 이것은 지난 30~40억 년 동안 지각 부분이 대규모로 움직이지 않았으며 표면에 침식도 없었음을 의미합니다(그런데 , 후자는 어떤 종류의 중요한 분위기의 존재 불가능성을 거의 완전히 확인합니다.

이번 연구에서 메신저 탐사선은 행성 표면의 80% 이상을 촬영한 결과 한 쪽 반구가 지구와 매우 다른 화성이나 달 표면과 달리 균질한 것으로 판단됐다. 다른.
Messenger 우주선의 X선 형광 분광기로 얻은 수성 표면의 원소 조성은 행성 표면에 달의 대륙 지역 특성인 사장석이 풍부함을 보여주었고 이에 비해 칼슘과 알루미늄이 부족하다. 그것은 또한 마그네슘이 풍부하고 철과 티타늄이 부족하여 육상 코마타이트와 같은 초고철암과 전형적인 현무암 사이의 간격을 차지할 수 있습니다. 상대적으로 풍부한 유황도 발견되었는데, 이는 행성이 환원 조건에서 형성되었음을 의미합니다.
수성의 분화구는 다릅니다. 작은 사발 모양의 함몰에서부터 수백 킬로미터에 이르는 다중 고리 충돌 분화구에 이르기까지 다양합니다. 수성의 분화구는 다양한 정도로 파괴됩니다. 충격에서 물질을 방출하는 과정에서 형성되는 긴 광선이 주변에 위치하여 다소 잘 보존되어 있습니다. 분화구의 매우 파괴된 유적도 있습니다.
열평원(위도 Caloris Planitia)은 수은의 기복에서 가장 눈에 띄는 특징 중 하나입니다. "뜨거운 경도" 중 하나 옆에 위치하기 때문에 그렇게 명명되었습니다. 이 평야의 지름은 약 1550km입니다.
아마도 수성의 표면과 충돌하여 분화구가 형성된 몸체는 직경이 100km 이상이었을 것입니다. 충격이 너무 강해서 지구 전체를 통과한 지진파가 표면의 반대 지점에 모여 수성에 일종의 "혼란스러운" 험준한 풍경이 형성되었습니다. 충격의 강도는 용암의 분출을 유발하여 분화구 주변에 2km가 넘는 Zhara Mountains가 형성되었다는 사실에서도 입증됩니다. 카이퍼 분화구(폭 60km)는 알베도가 가장 높은 행성 표면의 지점입니다. 아마도 Kuiper 분화구는 수성의 "마지막"으로 형성된 큰 분화구 중 하나일 것입니다.
행성의 또 다른 흥미로운 분화구 배열은 2012년 과학자들에 의해 발견되었습니다. 분화구 배열의 순서는 미키 마우스의 얼굴을 형성합니다. 아마도 미래에는 이 구성의 이름이 그렇게 지정될 것입니다.

수은의 지질학

더 최근에는 수은의 창자에 금속 코어가 있다고 믿어졌으며 그 반경은
1800~1900km는 매리너-10 우주선이 약한 자기장을 감지했기 때문에 행성 질량의 60%에 해당한다. 또한 과학자들에 따르면 수성의 핵은 행성의 크기가 작기 때문에 액체가 아니어야 한다고 믿었습니다. 5년 간의 레이더 관측 끝에 2007년 Jean-Luc Margot의 팀이 조사한 결과, 단단한 핵을 가진 행성에 비해 너무 큰 수성의 자전의 다양한 변동이 관찰되었습니다. 이를 바탕으로 수은의 핵이 액체라고 거의 100% 정확도로 말할 수 있다.

태양계의 어떤 행성과 비교할 때 수성의 중심에 있는 철의 비율은 더 높습니다. 이에 대한 설명에는 여러 버전이 있습니다. 과학계에서 가장 널리 받아들여지는 이론에 따르면, 처음에는 오늘날보다 2.25배 더 큰 질량을 가졌던 수성은 일반 운석과 같은 비율의 규산염과 금속을 가지고 있었습니다. 그러나 태양계 역사 초기에 지름 수백 킬로미터에 질량이 6배 작은 행성 같은 물체가 수성과 충돌했습니다. 이 충돌로 인해 대부분의 주요 지각과 맨틀이 행성에서 떨어져 나갔고 그 결과 수성 핵의 상대적 비율이 증가했습니다. 그건 그렇고, 달의 형성을 설명하기 위해 거대한 충돌 이론이라는 비슷한 가설이 제안되었습니다. 그러나 이 이론은 AMS Messenger 감마 분광계(방사성 동위 원소의 함량을 측정할 수 있음)를 사용하여 수은 표면의 원소 조성을 연구하는 과정에서 얻은 첫 번째 데이터와 모순됩니다. 지구에는 많은 양의 칼륨이 있다는 것이 밝혀졌습니다(더 내화물인 토륨 및 우라늄과 비교할 때 휘발성 원소). 이는 충돌 시 피할 수 없는 고온과 일치하지 않습니다. 이를 바탕으로 수은의 원소 조성은 무수 혜성 입자 및 엔스타타이트 콘드라이트에 가까운 수은을 형성하는 물질의 주요 원소 조성과 일치하지만 후자의 철 함량은 오늘날 소량으로 행성의 높은 평균 밀도를 설명하십시오.
규산염 맨틀(두께 500~600km)이 수성의 핵을 둘러싸고 있습니다. 지각의 두께는 100 - 300km입니다(Mariner-10 데이터에 따르면).

수성의 지질학적 역사

행성의 지질학적 역사는 화성, 달, 지구와 같이 시대로 구분된다. 이 시대는 다음과 같이 (이전부터 나중으로) 호출됩니다: 1 - 톨스토이 이전, 2 - 톨스토이, 3 - 칼로리안, 4 - 후기 칼로리, 5 - 만수르 및 6 - 카이퍼. 그리고 수성의 상대적 지질학적 연대는 주어진 연대에 따라 기간으로 구분된다. 사실, 년으로 측정된 절대 연령은 정확하게 확립되지 않았습니다.
약 46억 년 전, 행성이 이미 형성되었을 때 혜성 및 소행성과의 격렬한 충돌이 있었습니다. 수성의 마지막 대규모 폭격은 38억 년 전이었습니다. 일부 지역(예: Zhara Plain)은 무엇보다도 용암으로 채워서 만들어졌습니다. 그 결과 분화구 내부에 달과 유사한 매끄러운 공동이 형성되었습니다.
그 후 수성이 냉각되고 수축하면서 단층과 능선이 형성되었습니다. 후기 형성 시기는 평원과 분화구와 같은 큰 구호물체의 표면에서의 위치에 의해 입증됩니다. 행성에서 화산 활동의 시간은 맨틀이 수성 표면으로 용암이 방출되는 것을 방지할 만큼 충분히 수축한 후에 끝났습니다. 이것은 수성이 형성될 때부터 처음 7억-8억 년 동안 일어났을 가능성이 있습니다. 나중에 행성의 풍경이 변한 것은 우주 표면의 충격으로 인해 발생했습니다.

수성의 자기장

수성의 자기장 강도는 지구의 자기장 강도보다 약 100배 낮고 ~300nT와 같습니다. 수성의 자기장은 쌍극자 구조로 매우 대칭적이며 그 축은 수성의 회전축에서 불과 10도 떨어져 있습니다. 이것은 수은 자기장의 기원을 설명하는 가설의 수를 크게 줄입니다. 수성의 자기장은 다이나모 효과로 인해 발생한다고 가정합니다(지구에서도 유사하게 발생). 아마도 이 효과는 액체 코어의 순환의 결과일 것입니다. 수성의 매우 뚜렷한 편심으로 인해 매우 강한 조석 효과가 발생합니다. 이러한 조석효과는 코어를 액체 상태로 유지시키며, 이는 다이나모 효과가 발생하기 위한 전제조건이다. 행성의 자기장은 너무 강해서 수성 주위의 태양풍의 방향을 바꿀 수 있으며 그 결과 자기권이 생성됩니다. 그리고 너무 작아서 지구 안에 들어갈 정도지만, 태양풍의 플라즈마를 잡을 만큼 강력합니다. 마리너 10호의 도움으로 얻은 관측 결과, 수성의 밤 쪽 자기권에 저에너지 플라즈마가 있다는 것이 밝혀졌습니다. 자기권의 꼬리에서 활성 입자의 폭발은 고유한 동적 특성을 나타냅니다.

2008년 10월 6일, 두 번째로 수성을 비행하는 메신저는 행성 자기장에 많은 수의 창을 기록했습니다. "메신저"는 자기 소용돌이 현상을 발견했습니다. 이들은 우주선을 수성의 자기장에 연결하는 자기장의 짠 노드입니다. 소용돌이의 지름은 800km로 행성 반지름의 1/3에 해당합니다. 태양풍은 자기장의 이러한 소용돌이 형태를 생성합니다. 태양풍이 수성의 자기장 주위를 흐를 때, 수성의 자기장과 결합하고 돌진하여 소용돌이 같은 구조를 형성합니다. 이러한 소용돌이는 행성의 자기 차폐에 창을 만들고 이를 통해 태양풍이 침투하여 행성 표면에 도달합니다. 행성간 자기장과 행성 자기장의 연결(자기재결합)은 지구가 자기 소용돌이를 생성할 때 지구 근처에서도 발생하는 일반적인 우주 현상입니다. 그러나 Messenger에 따르면 수성의 자기 재결합 빈도는 10배 더 높습니다.

행성 특성:

태양으로부터의 거리: 5,790만km
행성 직경: 4878km
행성의 날: 58일 16시*
행성의 연도: 88일*
표면의 t°: -180°C ~ +430°C
대기:거의 존재하지 않음
위성: 이 없습니다

* 자체 축을 중심으로 한 회전 기간(지구의 날)
** 태양 주위의 공전 주기(지구의 날)

수성은 8번째로 큰 행성이자 태양에 가장 가깝고 평균 거리는 0.387AU(천문 단위) 또는 57,910,000km입니다. 행성의 질량은 3.30e23kg이고 지름은 4.880km입니다(명왕성만 작음).

프레젠테이션: 행성 수성

내부 구조

행성의 중심에는 지구와 비슷한 금속 코어가 있으며 그 차이는 크기뿐입니다. 지구의 핵이 행성 부피의 17%만 차지한다면 수성은 부피의 42%를 차지합니다.

코어 주변에는 맨틀 층이 있습니다. 500-700km의 규산염 암석입니다. 다음 층은 약 100-300km 두께의 지각입니다. 상층행성에는 많은 피해가 있으며 대부분의 과학자들은 수성의 느린 냉각으로 인해 발생했다는 이론을 고수합니다.

대기와 표면

수성의 대기는 매우 희박하며 사실상 진공과 같습니다. 화합물:

수소(1cm³당 원자 70개);
헬륨(1cm³당 원자 4,500개).

거의 0에 가까운 대기와 태양과의 근접성으로 인해 행성 표면의 온도는 -180….+440 °C 사이에서 변동합니다. 표면은 달의 것과 비슷합니다. 많은 분화구(소행성과의 충돌로 인한 것)와 최대 4km 높이의 산(달의 것은 1.5배 더 높을 수 있음)입니다.

지구의 위성과 달리 반대쪽수은에는 태양 조수의 영향으로 형성된 팽창이 있습니다. 길이가 수백 킬로미터에 달하는 높은 선반도 있습니다.

행성의 이름은 수성 신을 도둑, 여행자 및 상인의 후원자로 숭배한 고대 로마인에 의해 주어졌습니다. 그러나 태양에서 첫 번째 행성은 기원전 3000년에 이미 알려진 것으로 믿어집니다. (사마리아인 시대부터).

V 고대 그리스그녀는 아침에 아폴로(태양의 신, 예술과 과학의 후원자)와 저녁에 헤르메스(신들의 민첩한 사자)라는 두 가지 이름으로 동시에 불렸습니다. 더욱이 그리스인들은 그들이 같은 행성을 보고 있다는 것을 알지 못했습니다.

오랫동안 천문학자들은 수성의 궤도가 변칙적으로 세차운동을 하기 때문에 하늘을 가로지르는 수성의 움직임을 알아낼 수 없었습니다. 뉴턴 역학은 지나치게 긴 궤도를 설명하는 데 전혀 적합하지 않았습니다. 근일점 = 태양으로부터 4600만 km, 원일점 = 7000만 km. 19세기의 과학자들은 심지어 다른 행성(때때로 벌컨이라고 불림)이 수성 가까이에서 움직이고 있다고 믿었습니다. 이는 수성의 궤도에 영향을 미쳤습니다. 아인슈타인의 발견 이후에야 행성의 운동을 정확하게 예측할 수 있게 되었습니다. 일반 이론상대성.