Sakaru Pasaule - Žurnāls par
modernām komunikācijām

  
  


Atpakaļ Jaunais numurs Arhīvs Par mums Meklēšana

Merkurs – iznīcībai nolemta planēta

   

Eksoplanētas

Autors

Rediģēja

Zīmes

Foto

Nodaļa

Balklavs

Gunta 

13400

5 pa e-pastu

LVRTC

Saskaņots

Gundega 2.09

Fails

Atbildīgais

Lappuses

 

Gundega

Sp3-balklavs-Merkurs.rtf

Gunta

 3

 

         

Merkura (M) – Saulei (S) tuvākās planētas - rašanās vai dzimšana ir aplūkojama kontekstā ar visas S sistēmas izcelšanos. Vēl pirms dažiem gadu simtiem šī kosmogoniskā problēma bija mītisku uzskatu vai vairāk vai mazāk īstenībai atbilstošu hipotētisku spekulāciju tēma, taču, attīstoties astronomijai un fizikai, tā pamazām kļuva arī par teorētisku pētījumu un aprēķinu problēmu.

 

Pēdējā laikā S sistēmas kosmogonija arvien vairāk rod pamatu arī tiešos novērojumos, kuri atļauj pārbaudīt mūsu priekšstatu pareizību par varbūtējiem kosmosā ritošiem vielas kondensācijas procesiem, kā arī ienest šajos priekšstatos nepieciešamos precizējumus un izmaiņas. Par to jau bija runa iepriekšējā SP (2002/2) publicētajā rakstā Eksoplanētas – planētas pie citām saulēm, kas parādīja, ka šie priekšstati principā pareizi atspoguļo kosmosā reāli notiekošo, sākot ar protozvaigžņu globulu*) un mākoņu un beidzot ar protoplanetāro disku veidošanos, to fragmentāciju planētu aizmetņos un šo aizmetņu pakāpenisku izaugšanu līdz izmēriem, kurus nosaka šo aizmetņu gravitācijas potenciāls un tam pieejamais piesaistāmās starpzvaigžņu vielas daudzums.

Neiedziļinoties detaļās, no kurām daudzas joprojām ir arī visai neskaidras, vispārējos vilcienos S sistēmas izveidošanos varam aprakstīt kā procesu, kas sācies pirms apmēram 4.6 miljardiem gadu, kad pašgravitācijas rezultātā strauji saspiedās jeb kolapsēja viens no pirmatnējiem kosmisko gāzu un putekļu mākoņiem, kura sākotnējo sablīvējumu un arī bagātināšanu ar smagajiem (t. i., smagākiem par ūdeņradi un hēliju) elementiem bija izraisījusi kāda tuvumā eksplodējusi katastrofāla pirmās paaudzes zvaigzne – pārnova.

Mākoņa sākotnējās griešanās dēļ, kas kosmosā ir ļoti izplatīta parādība, tā saspiešanās parasti nenotiek sfēriski simetriski, kad visa viela saplūst mākoņa centrā un kalpo tikai vienam - nākošās zvaigznes izveidošanai, bet notiek, formējot rotējošu gāzu un putekļu vielas slāni - protoplanetāro disku.

Šajā diskā tās pašas gravitācijas nestabilitātes dēļ savukārt izveidojas matērijas sabiezinājumi – nākamo planētu aizmetņi. Tie rada palielinātu gravitācijas lauku, kas pastiprināti piesaista apkārtējo gāzu- un putekļu vielu un laika gaitā izveidojušos šīs vielas mazāka vai lielāka izmēra saķepumus, strauji augdami gan pēc masas, gan pēc izmēriem. Atbilstoši konstruētu modeļu datorsimulācijas liecina, ka šis planētu veidošanās un augšanas process ir visai ātrs un aptver pēc kosmiskajiem mērogiem samērā neilgu – ap (105-108) gadi - laika posmu.

S un planētu veidošanās notiek vienlaicīgivienlaikus, un S radiācijas (kā korpuskulārās, tā elektromagnētiskās) parādīšanās atstāj būtisku iespaidu uz planētu sistēmas formēšanos. Šī radiācija, t. i., spēcīgais S vējš un gaismas spiediens aizdzen no S tuvākās apkārtnes vieglās gāzu daļiņas, “aizmēžot” tās tālāk uz perifēriju, kas arī izskaidro to, kāpēc S tuvumā izveidojas palielināta vidējā blīvuma un galvenokārt no cietiem iežiem sastāvošas nelielas, tā sauktās Zemes grupas planētas – Merkurs (M), Venēra, Zeme (Z) un Marss, kurām ir izteikts ūdeņraža, hēlija un citu gāzu deficiīts, bet tālāk - ar šīm gāzēm un to savienojumiem bagātās mazāka blīvuma, bet lielāka izmēra planētas - Jupiters, Saturns, Urāns, Neptuns un Plutons.

Arvien modernāku astronomisko instrumentu un izsmalcinātāku novērošanas metožu izmantošana, bet it sevišķi jau iespējas nosūtīt uz planētām automātiskās kosmiskās observatorijas un zondes pēdējās desmitgadēs ir devušas pārsteidzoši daudz jaunu atziņu par šiem jau sirmā senatnē ievērotiem un vēlāk jau mērķtiecīgi novērotiem īpatnējiem, t. i., klejojošiem jeb kustīgiem, salīdzinot ar stāvzvaigznēm, debesu spīdekļiem. 

 

Vispirms nedaudz un salīdzinošas (ar Z) statistikas: M vidējais attālums no S ir 57.8·106 km (Z tas ir 149.6·106 km); M diennakts garums (apgriešanās ilgums ap savu rotācijas asi), kā liecina visprecīzākie, t. i., radiolokācijas mērījumu dati, ir vienlīdzīgs 58.65 Z diennaktīm (Z šis diennakts garums ir = 23h56m4s.1); M gads (apriņķojums ap S, kas notiek ar visai ievērojamu, t. i., ar 47.9 km/s lielu ātrumu) ilgst 88 Z diennaktis, kas nozīmē, ka viena M gada laikā planēta veic tikai pusotru apgriezienu ap savu asi, jebvai ka trīs M diennaktis ilgst divus M gadus; M ekvatoriālais rādiuss = 2439 km (Z – 6378 km), resp., M ir mazāks par lielo planētu Jupitera un Saturna mēnešiem attiecīgi Ganimedu un Titānu, M tilpums = 0.054 no Z tilpuma, M masa = 3.302·1026 g (0.05 no Z masas) un 100 kg smags priekšmets uz M svērtu tikai 37 kg, M blīvums = 5.4 g/cm3 (Z tas ir 5.52 g/cm3), brīvās krišanas paātrinājums M ir = 370 cm/s2 (Z – 981 cm/s2), otrais kosmiskais ātrums (uz ekvatora) M ir 4.25 km/s (Z – 11.2 km/s); M orbītai ir samērā liela ekscentricitāte (elipsoidalitāte) – 0.2056 (Z šis rādītājs ir tikai 0.0167, t. i., Z orbīta ir gandrīz riņķveidīga).

 

M tātad ir S tuvākā un pēc izmēriem otra mazākā S sistēmas planēta. Mazāka par M ir tikai vistālākā S sistēmas planēta – Plutons. Ja Z izmēru mērogam izvēlamies beisbola bumbu, tad M ir apmēram golfa bumbiņas lielumā. Un, nokļūstot uz M, novērotājam S aizņems trīs reizes lielāku debess daļu nekā tā aizņem, skatoties no Z.

M tuvums S, kā arī tas, ka šī planēta laiku pa laikam “aizlien” aiz S, vai arī šķērso to, padara to diezgan grūti novērojamu. Pie mums M mēdz būt redzams tikai pāris nedēļas zemu pie apvāršņa austrumu pusē pirms S lēkta vai rietumu pusē pēc S rieta, kā samērā spožs, vidēji +0m,2 zvaigžņlieluma, bet uz gaišā debess fona ne visai labi pamanāms spīdeklis. M tāpat kā Mēnesim ir novērojamas spožuma fāžu maiņas ar periodu 116 dienas, kuru cēlonis ir S apspīdēšanas nosacījumu izmaiņas.

M virsma ir klinšaina un krāteriem izrobota, tādējādi ļoti atgādinot Mēness virsmu. Lielākais struktūrveidojums – krāteris - uz M ir Coloris Basin jeb Svelmes jūra. Tā diametrs ir apmēram 1300 km, un šis krāteris ir radies S sistēmas formēšanās agrīnajā periodā, M ietriecoties S pievilktam liela izmēra asteroīdam. Vēlāku un mazāku ķermeņu triecienu rezultātāos šī milzu krātera virsma ir izrobota ar mazāka izmēra krāteriem, kas tad arī norāda uz šī krātera ļoti seno izcelsmi.

Daudzi no M apgabaliem un krāteriem nosaukti slavenu kultūras darbinieku – mākslinieku un rakstnieku - vārdos. Tādējādi uz M kartes var atrast Mikelandželo un Šekspīra četrstūrus, L. van Bēthovena, Bokačo, Dostojevska, Ļermontova, Petrarhakas u. c. krāterus. Viens krāteris uz M nosaukts arī Raiņa vārdā.

Interesanti ir tas, ka M apgriešanās ap sevi ass ir pilnīgi perpendikulāra tā rotācijas ap S plaknei, kas nozīmē, ka uz M nav sezonālas diennakts garuma izmaiņas, resp., diennakts garums tur visu M gadu ir nemainīgs. Taču klimatiskie, faktiski temperatūras  apstākļi, jo atmosfēras tur praktiski nav, uz M ir ļoti skarbi. Temperatūra tur svārstās no +467oC dienā, uz ekvatora pusdienas laikā pēc infrasarkanā starojuma mērījumu datiem sasniedzot pat 700oC. Pie šŠādasā temperatūrasā, kā zināms, jau kūst vairāki metāli, piemēram, alva (pie ≈ +232oC), cinks (pie ≈ +420oC), svins (pie ≈ +327oC). M naktī turpretīim temperatūra nokrītas līdz –183oC naktī, bet pie šādasā temperatūrasā Z apstākļos, kā zināms, paliek šķidrs skābeklis kļūst šķidrs.  

Ar visai ievērojamu, vidēji 47.,87 km/s lielu ātrumu riņķojot ap S pa izteikti elipsoidālu orbītu, M attālums no S mainās no 47 miljoniem km perihēlijā (S tuvākais M orbītas punkts) līdz 70 miljoniem km afēlijā (no S tālākais M orbītas punkts). M tuvums S spēcīgajam gravitācijas laukam ir izsaucis izraisījis ne tikai M diennakts un gada garuma sinhronizāciju, t. i., ka trīs M diennaktis veido divus M gadus, bet arī par 43 loka sekundēm gadsimtā lielāku M perihēlija nobīdi, nekā tai vajadzēja būt pēc klasiskās (Ņuūtona) mehānikas priekšstatiem. Pēdējais izrādījās ir tīri relatīvistisks efekts, kas izpaužas tikai pietiekami spēcīgos gravitācijas laukos, kā tas arī ir S tuvumā. To izskaidrot izdevās tikai pagājušā gadsimtā pēc relativitātes teorijas izveidošanas, un tas kalpoja par vienu no šīs teorijas pareizības pierādījumiemiem.

M iekšējā uzbūve pēc pašreiz pieejamiem datiem un to interpretācijas sastāv no masīva metāliska (domājams, galvenokārt,  dzelzs) kodola), ar rādiusu 1800-1900 km, kas tātad aizņem gandrīz 75% procentus no planētas diametra un ir apmēram Mēness lielumā un no 500-600 km bieza ārējā silikātiežu apvalka jeb mantijas, kas ir līdzīga Z ārējam apvalkam. Pati virskārta sastāv no biežajos meteorītu un mikrometeorītu triecienos sadrupinātiem iežiem ar mazu blīvumu (regolīts) un siltuma vadāmību, kas nozīmē, ka temperatūras svārstības līdz ar iedziļināšanos gruntī strauji samazinās. Tas norāda, ka nākotnē, kosmonautiem apmeklējot M, stabilu uzturēšanās vai dzīves apstākļu nodrošināšanai būs jāmeklē patvērums M pazemē. 

S tuvums, bet galvenokārt M mazā masa ir cēlonis tam, ka par šīs planētas atmosfēru var runāt ļoti nosacīti, jo M nelielais gravitācijas lauks to nevar noturēt. Atmosfēras koncentrācija pie M virsmas nepārsniedz 106 daļiņu cm3, kas atbilst Z atmosfēras blīvumam apmēram 700 km augstumā. Šis niecīgais M atmosfēras blīvums ir iemesls tam, ka tās sastāvs vēl pilnībā nav noskaidrots. Mariner 10 tajā atklāja hēliju (koncentrācija ap 104 daļiņu cm3), bet 1985. gadā no Z iegūtos spektrāluzņēmumos konstatēja nātriju, turklāt daudzumos (ap 105 daļiņu cm3), kas iespējams vairākus desmitus reižu pārsniedz hēlija daudzumu.

Tas, ka nātrijs uz M virsmas tā dienas visai augsto temperatūru apstākļos var eksistēt gāzveida formā, nebija liels pārsteigums. Pārsteigums bija šīs gāzes daudzums, jo, sakarā ar to, ka M nevar ātros nātrija gāzes atomus noturēt sava vājā gravitācijas lauka dēļ, tam visu laiku ir jāaizplūst starpplanētu telpā un līdz ar to nātrija gāzes daudzumam pie M virsmas ir nepārtraukti jāpapildinās, kas tad arī ir viens no šīs planētas fizikas neskaidrajiem jautājumiem. Ir izteiktas domas, ka šīs gāzes papildinājums rodas fotoķīmiskos vai termoķīmiskos procesos M virskārtas iežos, kā arī šo iežu S vēja bombardēšanas rezultātā, to piegādā mikrometeorīti, tā pakāpeniski izplūst no planētas dzīlēm u. tml.

M polu rajonos, pietiekami dziļās plaisās vai ieplakās, kur nekad neiespīd S gaisma, var eksistēt arī ūdens ledus formā, kā arī citu gāzu šķidrumi un ledi. Par to liecina ASV zinātnieku 1991. gadā veiktais M radiolokācijas eksperiments, kas atklāja uz M ziemeļpola labi atstarojošu plankumu, kas pēc speciālistu domām varētu būt ūdens ledus. Tas dod cerību, ka, apmeklējot M, ne viss nepieciešamais dzīvības uzturēšanai būs jāņem līdzi no Z. 

          Vienīgais kosmiskais kuģis, kas līdz šim apmeklējis M, ir Mariner 10. Tas tika palaists 1973. gada 3. novembrī un planētu sasniedza 1974-75. gadā, 1975. gada 16. martā pārlidojot to tikai 318 km augstumā. Mariner 10 galvenokārt fotografēja no M tuva attāluma un veica citus mērījums, no kuriem pats nozīmīgākais ir atklājums, ka M ir niecīgs dipola, tātad, Z magnētiskajam laukam līdzīgs, bet par to apmēram 300 reižu vājāks - magnētiskais lauks. Tas liecina par to, ka M ir šķidrs metālisks kodols.

Mariner 10 ieguva un pārraidīja uz Z ap 3000 attēlu, kas ir aptvēruši apmēram pusi no planētas virsmas, un uz dažiem no kuriem bija izšķirami visai nelieli, tikai ap 50 m izmēra struktūrveidojumi. 

          Jāatzīmē, ka attiecībā uz Z civilizācijas nākotni M nav planēta ar ilglaicīgu perspektīvu. To nosaka tās tuvums S, un S evolūcija. Par to jau bija runa vienā no iepriekšējiem “Sakaru Pasaulē” publicētajiem rakstiem (“Vai mūžam Saule debesīs?”). Kā, dzimdama saraujoties, S deva iespēju piedzimt M, tā arī mūža beigās, kļūsdama par sarkano milzi un izpleszdama savu versmojošo atmosfēru tālu aiz M orbītas, S “aprīs” savus tuvākos bērnus, iztvaicēdama M šīs atmosfēras plazmas vairākus tūkstošus grādu augstajā temperatūrā, kurai pretoties nespēj neviens minerāls vai elements.

 

*) Globulas – liela izmēra un kosmiskās matērijas ievērojami paaugstināta blīvuma apgabali, kuros daļiņu koncentrācija sasniedz 104–106 cm-3, kas ir daudzkārt vairāk par parasti novērojamo starpzvaigžņu vielas, galvenokārt ūdeņraža atomu blīvumu, t. i., 0.2-20 cm-3. Globulas, kuru izmēri vidēji ir ap 1 ps, bet to masas ap 100 M, tiek pamatoti minētas kā iespējamas zvaigžņu dzimšanas vietas, tām fragmentējoties mazāka izmēra mākoņos.

 

Arturs BALKLAVS-GRĪNHOFS

 
Design and programming by Anton Alexandrov - 2001