Merkuri (planet)

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Keçid et: naviqasiya, axtar
W21-1a.svg Bu səhifədə iş davam etməkdədir.

Müdaxilə etməyə tələsməyin!

  • Əgər məqalə yarımçıq qalıbsa, məqaləni yaradan istifadəçi ilə əlaqə qura bilərsiniz.
  • Səhifənin tarixçəsində məqalə üzərində işləmiş istifadəçilərin adlarını görə bilərsiniz.
  • Redaktələrinizi mənbə və istinadlarla əsaslandırmağı unutmayın.
Bu şablon 7 gündən çox redaktə edilməyən məqalələrdən silinə bilər.

Bu məqalə sonuncu dəfə Yusif Sərrac tərəfindən redaktə olundu. 0 saniyə əvvəl. (Yenilə)
Merkuri Mercury symbol.svg
Mercury in color - Prockter07-edit1.jpg
Peyklər Yox
Əsas xüsusiyyətlər[1]
Böyük yarımox 57909050 km.
0.387 098 AV
Perigeliy 46001200 km
0.307 499 AV
Afeliy 69816900 km.
0.466 697 AV
Orbital ekssentritet 0.205630[2]
Görünən parlaqlıq
max
min

-1,9
+2,6
Fiziki xüsusiyyətlər
Ekvator 4879,4 km
(0,38 x Yer)
Təzyiq 0,005 pikobar[3]
Həcm 0,056 x Yer[4]
Kütlə 0,0553 x Yer[5]
Sıxlıq 5,427 g/cm3
(0,98 x Yer)[4]
Oxun bucağı 0,0324o[2]
Fırlanma dövrü 58,646 gün[4]
Qravitasiya 3,7 m/s2
(0,38 x Yer)[4]
Sürəti 47,362 km/saniyə[2]
Parlaqlıq
(albedo)
0,142[6]
Temperatur[7]
Max 427 °C
Orta 167 °C
Min -173 °C
Atmosferinin tərkibi[8]
Molekulyar Oksigen 42%
Sodyum 29%
Hidrogen 22%
Helium 6%
Kalium 0.5%
Az miqdarda Arqon, Azot, Karbon dioksid, Su buxarı, Ksenon, KriptonNeon

Merkuri (Ütarid) — Günəş sistemində yerləşən ən kiçik və Günəşə ən yaxın olan planet. Daxili planetlərə aid olan Merkuri Günəş ətrafında ən sürətlə hərəkət edən planetdir və dövrəsini 88 günə tamamlayır. Buna baxmayaraq Merkuri öz oxu ətrafında çox yavaş hərəkət edir. 1 Merkuri günü Yerdə keçən 116 günə bərabərdir. Merkurinin təbii peyki yoxdur. Planetin adı Roma mifologiyasında gəlir, ticarət və xəbər tanrısı hesab olunan Merkuridən qaynaqlanır.

Merkuri demək olar ki, istiliyi qoruya bilməyəcək dərəcədə çox nazik atmosfer qatına sahibdir. Bu səbəbdən də gecə və gündüz əvəzlənməsi zamanı planetin səthində kəskin istilik fərqləri yaranır. Merkurinin ekvatoruna yaxın yerlərdə gündüz vaxtı istilik 427 °C-yə çatsa da, gecə vaxtı istilik -173 °C-yə qədər düşə bilir. Merkurinin qütb bölgələrində istilik həmişə -93 °C-dən aşağı olur. Merkuri Günəş sistemi planetləri arasında ən az meyilliyə sahib olandır. Buna baxmayaraq orbiti ellips formasındadır və Günəş sisteminə daxil olan planetlər içində ən kənarmərkəzli orbitə sahibdir. Planetin orbitinin zamanla daha da kənarmərkəzli olacağı və kənarmərkəzlilik dərəcəsinin hal hazırkı göstərici olan 0,21-dən 0,5-ə yüksələcəyi düşünülür. Merkurinin Günəşə ən uzaq məsafəsi ən yaxın məsafəsindən təxminən 1,5 dəfə çoxdur. Merkurinin səthi ağır zərbə kraterləri ilə örtülmüşdür və bu baxımdan Ayla oxşarlığı vardır. Səthində milyard illərdir ki, geoloji aktivlik dayanmışdır.

Merkurinin Günəş ətrafında hərəkəti ilə öz oxu ətrafında hərəkəti 3:2-yə rezonansdadır, yəni Günəş ətrafında hər üç dəfə dönməsi, öz oxu ətrafında iki dəfə dönməsinə bərabərdir.[9] Bu səbəbdən də planet Günəş ətrafında iki dəfə dönərkən, Yerdən baxan müşahidəçi bir gün görmüş olacaqdır.[10]

Merkuri də Venera kimi Yer səmasında sübh vaxtı və axşamçağı görünür, ancaq gecə görünmür. Merkuri də Ay və Venera kimi fazalara sahibdir. Günəşə Veneradan daha yaxın olmasında baxmayaraq, üzərinə düşən Günəş işığının cəmi 10%-ni əks etdirdiyindən Veneradan daha az parlaq görünür. Günəşə yaxınlığı səbəbindən Merkurini Yerdən müşahidə etmək çətindir. Merkurini müşahidə etmək üçün iki kosmik missiya təşkil olunmuşdur. Bunlardan ilki olan Mariner 10 kosmik gəmisi Merkurinin quruluşu, atmosferi və mühiti haqqında məlumatlar toplamışdır. 2008-ci ilin avqust ayında kosmosa buraxılan MESSENGER kosmik gəmisinin (ing. Mercury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging) vəzifəsi planetin maqnit sahəsi, kimyəvi tərkibi və geologiyası haqqında məlumat toplamaqdır.[11][12][13]

Fiziki xüsusiyyətləri[redaktə | əsas redaktə]

Daxili quruluşu[redaktə | əsas redaktə]

Merkurinin daxili quruluşu.

Merkuri Günəş sistemindəki dörd Yer tipli daxili planetlərdən biridir. O, qayalıq quruluşu ilə Yeri xatırladır. Merkuri Günəş sistemindəki ən kiçik planetdir. Onun radiusu 2439,7 km-dir.[2] Günəş sisteminin ən böyük iki təbii peyki olan QanimedTitan ölçüsünə görə Merkuridən daha böyükdür. Merkurinin təxminən 70%-i metal, 30%-i isə silikat materiallarından ibarətdir.[14] Merkuri Günəş sistemində 5,427 g/sm³ sıxlıq göstəricisi ilə 5,515 g/sm³ sıxlığa sahib olan Yerdən sonra ikinci yerdədir.[2] Əgər cazibə qüvvəsinin təzyiq effekti nəzərə alınmasa, təzyiqsiz sıxlıq Merkuridə 5,3 g/sm³, Yerdə isə 4,4 g/sm³ olardı.[15]

Merkurinin sıxlığı onun daxili quruluşu haqqında nəticə çıxarmağa imkan verir. Yerin yüksək sıxlığa sahib olmasına (xüsusən də nüvə) cazibə qüvvəsi təzyiqinin əsaslı təsiri olsa da, Merkuri çox kiçikdir və daxili bölgələri təzyiq səbəbindən o qədər də sıxışmır. Buna görə də onun belə bir yüksək sıxlığa sahib olması üçün böyük və dəmirlə zəngin nüvəsinin olması lazımdır.[16]

Geoloqlar belə hesab edir ki, Merkurinin nüvəsi planetin həcminin 42%-ni təşkil edir. Misal üçün deyək ki, bu göstərici Yerdə 17%-ə bərabərdir. Merkuri haqqında 2007-ci ildə dərc olunan tədqiqat yazısında onun ərimiş nüvəyə sahib olduğu qeyd olunmuşdur.[17][18] Nüvə təqribən 500-700 km qalınlığında olan silikat tərkibli mantiya ilə əhatələnmişdir.[19][20] Mariner 10 kosmik gəmisi və Yerdən aparılan müşahidələrdən əldə olunan məlumatlar Merkurinin təqribən 100-300 km qalınlığa sahib olan qabığının olduğunu göstərmişdir.[21] Merkurinin səthinin fərqləndirici bir xüsusiyyəti də vardır ki, səth üzərində yüzlərlə kilometr uzanan bir neçə dar silsilələr vardır. Bunun Merkurinin nüvə və mantiyasının soyuması səbəbindən formalaşdığı düşünülür. Soyuma baş verdikcə qabıq büzülmüş və dar silsilələr formalaşmışdır.[22]

Merkurinin kütlə konsentrasiyalarındakı cazibə qüvvəsi anomaliyalarının səthaltı quruluşu və təkamülü.

Merkurinin nüvəsində Günəş sisteminin digər böyük planetlərinin nüvəsində olandan daha çox dəmir tərkibi vardır. Bunun səbəbi bir sıra nəzəriyyələrlə izah olunmuşdur. Ən çox qəbul olunan nəzəriyyəyə görə Merkuri əvvəllər Günəş sisteminin qayalıq maddələrindən olan silikat-metal tərkibli kondrit meteorlarla eyni nisbətdə maddələrə sahibdi və indiki kütləsindən təqribən 2,25 dəfə artıq kütləsi vardı.[23] Günəş sisteminin ilkin dövrlərində Merkuri təqribən kütləsinin 6-da 1-i qədər kütləyə sahib olan bir neçə min kilometr ölçüsündə planetlə toqquşdu.[23] Bu toqquşma nəticəsində planetin əsas hissəsi olan nüvə yerində qalsa da, qabıq və mantiyanın böyük hissəsi qoparaq planetdən ayrıldı. Oxşar yanaşmaya Ayın formalaşması ilə bağlı ortaya atılan Böyük toqquşma fərziyyəsində də rast gəlmək olur.[23] Bu fərziyyəyə görə Ay Yerin ilkin dövrlərində onunla toqquşan təqribən Mars böyüklüyündə olan planetin Yerin qabıq və mantiyasından hissələr qoparması və bu hissələrin Yerin orbiti ətrafında hərəkət edərək tədricən Ayı meydana gətirməsi şəklində meydana gəlmişdir.[23]

Digər nəzəriyyəyə görə Merkuri Günəşin enerji istehsalı sabitləşməzdən əvvəl molekulyar buluddan meydana gəlmişdir. İlkin dövrlərində Merkuri indiki kütləsindən iki dəfə daha artıq kütləyə sahib olmuşdur. Daha sonra Günəş ilkin ulduz mərhələsinə daxil olarkən istilik 2500-3500 Kelvinə (hətta 10000 Kelvin) qədər yüksəlmişdir.[24] Yüksək istilik səbəbindən planetin səthindəki qaya buxarlaşmağa başlamışdır. Günəş küləyi planetin səthindən ayrılan qaya buxarını sovuraraq planetlərarası mühitə saçmışdır. Bu səbəbdən də tədricən Merkurinin xarici təbəqələri nazikləşmiş və nüvə planetin həcmində böyük paya sahib olmuşdur.[24]

Üçüncü nəzəriyyəyə görə Merkuri molekulyar buluddan formalaşan zaman yüngül hissəcik və materialları özünə toplaya bilmədi.[25] Bütün nəzəriyyələr planetin səthinin tərkibinə əsaslanaraq verilmişdi. MESSENGERBepiKolombo kosmik missiyalarının qarşısına bu nəzəriyyələrin doğruluğunu yoxlamaq üçün müşahidələr aparmaq vəzifələri də qoyulmuşdu.[26][27] MESSENGER kosmik gəmisi planetin səthində daha çox KaliumKükürd miqdarı müəyyən etdi. Belə olan halda Böyük toqquşma və qabıqla mantiyanın buxarlaşması nəzəriyyələri baş verə bilməzdi, çünki KaliumKükürd yüksək istilikdən təsirlənərdi. Bu tapıntıların nəticəsi üçüncü nəzəriyyəyə üstünlük versə də, məlumatların daha dəqiq təhlilinə ehtiyac vardır.[28]

Səth geologiyası[redaktə | əsas redaktə]

Merkurinin səthi. Tolstoy hövzəsi.
Apollodorus krateri.

Merkurinin səthi görünüş baxımından Ayın səthinə oxşayır. Burada da Aydakı kimi geniş bazalt dənizləri və ağır zərbə kraterləri vardır. Merkurinin səthində milyard illərdir ki, geoloji aktivlik dayanmışdır. Merkurinin geologiyası ilə bağlı əsas bilinənlər ilk dəfə 1975-ci ildə Mariner 10 kosmik gəmisinin uçuşu və Yerdən aparılan müşahidələr əsasında ətraflı öyrənilmişdi. Bu vaxta qədər Merkuri daxili planetlər arasında ən az öyrənilən planetdi.[18] Daha sonra MESSENGER kosmik gəmisi tərəfindən aparılan müşahidələr nəticəsində Merkurinin səth geologiyası ilə bağlı yeni məlumatlar əldə olundu. Misal olaraq radiasiya yayan qeyri-adi zərbə krateri kəşf olunmuşdur. Bu krater görünüşü səbəbindən alimlər tərəfindən Hörümçək olaraq adlandırılsa da,[29] daha sonra kraterə Apollodorus adı verilmişdir.[30]

Teleskopla aparılan müşahidələr nəticəsində Merkuri səthində albedosu fərqli olan bölgələrin olduğu məlum olmuşdur. Merkurinin səthində dar və qırışıq silsilələr, Aydakına bənzər dağlar, düzənliklər, dik yamaclı uçurumlar və vadilər vardır.[31][32]

Merkuri səthinin MESSENGER kosmik gəmisi tərəfindən çəkilmiş spektr görünüşü.

Merkuridəki adlar müxtəlif mənbələrdən gəlir. Adların çox az sayda hissəsi ölmüş insanların adları ilə bağlıdır. Kraterlərə öz sahəsində görkəmli olan və başlıca töhfələr verən rəssamların, musiqiçilərin və yazıçıların adları verilmişdir. Silsilələrə Merkurinin öyrənilməsində əməyi olan alimlərin adları verilmişdir. Çökəklik və şırımlara memarların adları verilmişdir. Dağlar fərqli dillərdəki "isti" sözünün qarşılıqları ilə adlandırılmışdır. Düzənliklərə Roma mifologiyasındakı Merkurinin fərqli mifologiyalardakı qarşılıqlarının adları verilmişdir. Dik yamaclı uçurumlara elmi tədqiqatlarda iştirak edən gəmilərin adları verilmişdir. Vadilərə radio teleskopların adları verilmişdir.[33]

Merkurinin səthi təqribən 4,6 milyard il bundan əvvəldən etibarən kometaasteroidlərin ağır zərbələrinə məruz qalmağa başladı və bu toqquşmalar Son dövr ağır toqquşmalarına, yəni 3,8 milyard il bundan əvvələ qədər davam etdi.[34] Bu toqquşmalar nəticəsində Merkurinin səthində görünən irili-xırdalı zərbə kraterləri formalaşmışdır.[32] Merkurinin sürtünmə təsiri yaradacaq qədər ciddi atmosferi olmadığı üçün bu proses daha da asanlaşmışdır.[35] Bu müddət ərzində Merkuri vulkanik cəhətdən aktivdi. Kaloris hövzəsi kimi Aydakı bazalt dənizlərinə bənzəyən yerlər maqma tərəfindən örtülmüşdür.[36][37]

2008-ci ilin oktyabr ayında MESSENGER kosmik gəmisinin Merkurinin səthinin mürəkkəb quruluşu haqqında göndərdiyi məlumatlar tədqiqatçılar tərəfindən yüksək qiymətləndirildi. Merkurinin səthi MarsAyın səthinə nəzərən daha heterogendir. Buna baxmayaraq Mars və Ayın səthində də, oxşar yaylaq və bazalt dənizləri vardır.[38]

Zərbə hövzələri və kraterlər[redaktə | əsas redaktə]

Kaloris hövzəsi yaxınlığındakı Manç, Sander, Po kraterləri və vulkanik düzənlik.

Merkurinin səthində kiçik kasa böyüklüyündə olan çuxurlardan tutmuş yüzlərlə kilometr diametrə sahib olan zərbə hövzələrinə qədər müxtəlif ölçülərdə kraterlər vardır. Merkurinin bütün bölgələrində həddən artıq sıradan çıxmış qədim krater qalıqları ilə yanaşı, hələ də şüalanmalar müşahidə olunan nisbətən gənc kraterlər müşahidə etmək mümkündür. Merkurinin kraterləri ilə Ayın kraterləri arasında fərqlər vardır. Merkurinin kraterləri ecekta ilə örtülmüşdür və Merkurinin Aydan daha güclü olan cazibə qüvvəsi səbəbindən kraterlər nisbətən kiçikdir.[39] Beynəlxalq Astronomiya İttifaqının qaydalarına görə yeni kəşf olunmuş kraterlərə ən azı üç il əvvəl ölmüş və 50 il məşhur rəssam olmuş şəxslərin adları verilə bilər.[40]

Abedin kraterinin görünüşü.

Merkurinin səthində bilinən ən böyük krater 1550 km diametrə sahib olan Kaloris hövzəsidir.[41] Zərbə o qədər güclü oldu ki, Kaloris hövzəsi yaranarkən lava püskürmələri baş verdi və kraterin ətrafı 2 km hündürlüyündə konsentrik halqa ilə əhatə olundu. Kaloris hövzəsinin yerləşdiyi yarımkürədəki mövqeyinə uyğun olan əks yarımkürədəki yerdə Qəribə ərazi olaraq tanınan qeyri-adi dağlıq ərazi vardır. Bir nəzəriyyəyə görə Kaloris hövzəsini yaradan zərbənin səbəb olduğu şok dalğaları planetin səthi üzərində hərəkət edərək əks tərəfdə qabığın qırışmasına və bu Qəribə ərazinin yaranmasına səbəb olmuşdur.[42] Başqa nəzəriyyəyə görə isə Qəribə ərazinin yaranmasına Kaloris hövzəsindəki ecekta səbəb olmuşdur.[43]

Ümumiyyətlə, Merkuri səthində 15 zərbə hövzəsi müəyyən olunmuşdur. Görkəmli hövzələrdən birinin ölşüsü 400 km-ə çatır. Çoxhalqalı Tolstoy hövzəsinin ölçüsü 500 km-ə çatır və onun səthi hamar maddələrlə örtülmüşdür. 625 km diametrə sahib olan Bethoven hövzəsinin də səthi ecekta ilə örtülmüşdür.[39] Ay kimi Merkurinin səthi də böyük ehtimalla Günəş küləyi, mikrometeoridlər və kosmik aşınmanın təsirlərinə məruz qalmışdır.[44]

Düzənliklər[redaktə | əsas redaktə]

Kaloris hövzəsinin rəngləndirilmiş görünüşü. Yüksək yerlər qırmızı, alçaq yerlər göy rənglə qeyd olunmuşdur.

Merkuridə geoloji cəhətdən iki növ fərqli düzənlik bölgələr vardır.[39][45] Bunlardan birincisi kraterlərin daxilində olan düzənliklərdir.[39] İkinci növ olan hamar düzənliklər isə müxtəlif ölçülərdə çökəkliklərin lava ilə doldurulması nəticəsində yaranmışdır və Aydakı bazalt dənizlərinə oxşayır. Xüsusilə də, Kolaris hövzəsinin ətrafı geniş ölçülü halqa ilə əhatələnmişdir. Aydakı bazalt dənizlərindən fərqli olaraq Merkurinin krater içində yerləşən düzənlikləri ilə hamar düzənliklər eyni albedoya sahibdir. Bütün xüsusiyyətlərinin vulkanik olmamasına baxmayaraq yerləşməsi, quruluşu və yuvarlaqlığı vulkanik mənşəli olmasını deməyə əsas verir.[39] Merkurinin bütün hamar düzənlikləri Kaloris hövzəsindən əhəmiyyətli dərəcədə gec formalaşıb. Kaloris hövzəsinin səthində geoloji olaraq ayrı dövrlərə aid mərtəbəli yerlər vardır. Bura çoxbucaqlı naxışlı silsilələr və qırıqlar tərəfindən hissələrə ayrılmışdır. Bunların vulkanik lavalar yoxsa zərbənin gücü səbəbindən formalaşması məsələsi dəqiq deyildir.[39]

Sıxılma xüsusiyyətləri[redaktə | əsas redaktə]

Kaloris hövzəsinin yaranmasına səbəb olan zərbə nəticəsində formalaşdığı ehtimal olunan Qəribə ərazi.

Merkurinin səthinin qeyri-adi xüsusiyyətlərindən biri də düzənliklərdə çoxlu sayda çarpaz qırışıqlıqların olmasıdır. Bu qırışıqlıqların Merkurinin daxilinin soyuması nəticəsində səthin büzüşməsi səbəbindən yarandığı düşünülür. Qırışıqlıqlar hamar düzənliklər və kraterlər ətrafında da görünür. Bu da onların nisbətən yeni formalaşdığını göstərir.[46] Merkurinin səthi Günəş tərəfindən Ayın Yerdə səbəb olduğu qabarma və çəkilmə təsirindən 17 dəfə daha güclü təsirlərə məruz qalır.[47] Ay tədqiqat kosmik gəmisi tərəfindən Ay səthində də oxşar relyef formaları müəyyən olunmuşdur.

Vulkanologiya[redaktə | əsas redaktə]

MESSENGER tərəfindən çəkilən şəkillər nəticəsində Merkuri səthindəki piroklastik axınlara alçaq profilli qalxanvari vulkanların səbəb olduğu məlum olmuşdur.[48][49][50] MESSENGER 51 piroklastik axın müəyyən etməyə nail olmuşdur. Bu kəşflərin 90%-i zərbə kraterlərinin yaxınlığında olmuşdur. Piroklastik axınlar nəticəsində bəzi zərbə kraterlərinin formasının pozulması bu axıntıların qədimdə uzun müddət baş verdiyini göstərir.[51]

Kaloris hövzəsinin cənub qərbində yerləşən əhatəsiz təzyiq bölgəsində diametri 8 km olan və 9 vulkan kraterinə sahib olan yer vardır.[52] Bu səbəbdən də bura kompleks vulkandır. Alimlər vulkanların dəqiq yaşını bilməsə də, onların milyardlarla il əvvəl formalaşdığı ehtimal olunur.[52]

Səth şəraiti və ekzosfer[redaktə | əsas redaktə]

Merkurinin şimal qütbü ətrafındakı kraterlərin radar görünüşü.

Merkurinin səth istiliyi orta enliklərdə -173 °C-dən 427 °C-yə qədər dəyişir.[53] Heç vaxt Günəş işığı düşməyən yerlərdə istilik -136 °C-yə qədər düşür.[7] Bu qədər kəskin istilik fərqinin olmasının səbəbi Merkurinin istiliyi saxlaya biləcək dərəcədə ciddi atmosferə sahib olmamasıdır. Merkuridə gündüz olduğu zaman səth həddən artıq isinir, gecə olduqda isə kəskin soyuyur. Qeydə alınmış ən yüksək istilik göstəricisi olan 427 °C-yə Merkuri gündüz vaxtı Günəşə ən yaxın olduğu zaman çatır.[54] Merkurinin səthinə düşən Günəş işığı miqdarı 4,59-10,61 arasında dəyişir.[55]

Merkuri səthindəki gündüz istiliyinin çox yüksək olmasına baxmayaraq, müşahidələr Merkuridə böyük ehtimalla buz ola biləcəyini göstərdi. Merkurinin qütb ərazilərində Günəş işığının heç vaxt birbaşa düşmədiyi dərin kraterlər vardır. Bu bölgələrdə istilik təqribən -170 °C-dən aşağıdır ki, bu da Yerin orta istilik göstəricisindən çox aşağı bir göstəricidir.[56] Buz radarın göndərdiyi dalğaları yüksək əks etdirmə xüsusiyyətinə sahibdir. 1990-cı illərin əvvəllərində 70 metrlik Qoldston Günəş Sistemi Radarı və VLA (ing. Very Large Array) tərəfindən aparılan müşahidələr nəticəsində qütblərə yaxın yerlərdə radar dalğalarını yüksək əks etdirmə xüsusiyyətinə sahib yerlər olduğu məlum olmuşdur.[57] Bu əks etdirmənin tək səbəbi buzun mövcudluğu ehtimalı olmasa da, astronomlar tərəfindən buzun olması ehtimalı yüksək qiymətləndirilir.[58]

Merkurinin şimal qütbü. NASA görünən qaranlıq kraterlərdə buz ola biləcəyini ehtimal edir.[59]

Buzlu yerlərdə təqribən 1014–1015 kq[60] buz olduğu və bu buzun reqolit qatı ilə örtüldüyü təxmin olunur.[61] Buna qarşılıq olaraq Antarktidada təqribən 4×1018 kq, Marsın cənub qütbündə isə təqribən 1016 kq buz vardır.[60] Merkuridəki buzun mənbəyi dəqiq bilinməsə də, iki güclü ehtimal vardır. Bunlardan birincisi Merkurinin daxilindən qaynaqlandığı, ikincisi isə planetlə toqquşan buzlu kometaların səbəb olması yönündədir.[60]

Merkuri uzun müddət ərzində əhəmiyyətli səviyyədə atmosferi saxlaya bilməyəcək qədər isti və kiçik cazibə qüvvəsinə sahib planetdir. Planetin sahib olduğu incə ekzosfer təqribən 0,005 pikobar atmosfer təzyiqinə sahibdir[3] və tərkibində Hidrogen, Helium, Oksigen, Natrium, Kalsium, Kalium və az sayda digər maddələr vardır.[62] Merkurinin ekzosferi sabit deyildir. Sahib olduğu maddələri daima itirir və itirilən maddələr müxtəlif mənbələrdən yenidən daxil olur. HidrogenHelium böyük ehtimalla Günəş küləyindən qaynaqlanır. Merkurinin qabığı içindəki radioaktiv maddələr zamanla çevrilərək SodyumKalium kimi maddələri əmələ gətirir. MESSENGER kosmik gəmisi tərəfindən yüksək miqdarda Kalsium, Helium, Hidroksid, Maqnezium, Oksigen, Kalium, SilisiumNatrium müəyyən edilmişdir. Su buxarının kometalardan gəldiyi düşünülən buz, qayalardan ayrılan OksigenGünəş küləyinin təsirindən formalaşdığı ehtimal olunur. Merkuridə su ilə bağlı olan O+, OH, and H2O+ ionlarının yüksək miqdarda müşahidə olunması təəccüblə qarşılanmışdır.[63][64] Çünki alimlər bu ionların Günəş küləyi tərəfindən Merkuridən uzaqlaşdırıldığını düşünürdü.[65][66]

Natrium, KaliumKalsium 1980-1990-cı illər ərzində kəşf edilmişdir. 2008-ci ildə MESSENGER kosmik gəmisi tərəfindən Merkuridə Maqnezium aşkarlandı.[67] Tədqiqatlar nəticəsində Natrium emissiyalarının planetin maqnit qütblərinə uyğun olan bölgələrində cəmləşdiyi məlum oldu. Bu da planetin Maqnitosferi və səthi arasında qarşılıqlı əlaqənin olduğunu göstərir.[68] 29 noyabr 2012-ci ildə MESSENGER kosmik gəmisinin göndərdiyi şəkillər əsasında şimal qütbündəki kraterlərdə buz olduğu NASA tərəfindən təsdiqləndi.[59]

Maqnit sahəsi və Maqnitosfer[redaktə | əsas redaktə]

MESSENGER kosmik gəmisi tərəfindən çəkilən şəkillərin bir araya gətirilməsindən formalaşdırılmış Merkuri şəkili.

Merkuri kiçik ölçüsü və yavaş hərəkətinə baxmayaraq əhəmiyyətli və kürəvi maqnit sahəsinə sahibdir. Mariner 10 kosmik gəmisinin apardığı müşahidələr nəticəsində Merkurinin maqnit sahəsinin Yerin maqnit sahəsinin 1,1%-i gücündə olduğu məlum olmuşdur. Maqnit sahəsinin gücü Merkurinin ekvatorial bölgələrində 300 nT-ya bərabərdir.[69][70] Yerin maqnit sahəsində olduğu kimi, Merkurinin maqnit sahəsi də ikiqütblüdür.[68] Yerdən fərqli olaraq Merkurinin maqnit qütbləri demək olar ki, planetin öz oxu ətrafında dönməsi ilə nizamlanır.[71] Həm Mariner 10, həm də MESSENGER kosmik gəmisinin apardığı müşahidələr nəticəsində Merkurinin maqnit sahəsinin güc və forma cəhətdən sabit olduğu məlum olmuşdur.[71]

Merkurinin maqnit sahəsinin Yerin maqnit sahəsində olduğu kimi dinamo təsirindən formalaşması ehtimal olunur.[72][73] Dinamo effekti planetin dəmir cəhətdən zəngin olan maye nüvəsinin təsirindən yaranır. Xüsusən də planetin elliptik orbiti güclü qabarma və çəkilmə təsiri yaradaraq dinamo təsirinin mövcud olması üçün lazım olan maye dəmir nüvənin mövcudluğuna imkan yaranır.[74]

Merkurinin maqnit sahəsinin formalaşdırdığı maqnitosfer Günəş küləyinə ciddi şəkildə təsir edəcək dərəcədə güclü deyildir. Bu səbəbdən də planetin səthi kosmik aşınmaya məruz qalır.[71] Mariner 10 kosmik gəmisi tərəfindən aparılan müşahidələr nəticəsində planetin gecə olan hissəsində aşağı səviyyəli plazma aşkarlandı.[68]

6 oktyabr 2008-ci ildə MESSENGER kosmik gəmisi planet üzərindən ikinci keçişi zamanı Merkurinin maqnitosferinin keçirgən olduğunu aşkarladı. MESSENGER təqribən diametri planetin diametrinin üçdə ikisi ölçüsündə olan maqnit qasırğası müəyyən etdi. Maqnitosferdəki bu kimi boşluqlardan keçən Günəş küləyi Merkurinin səthinə təsir göstərə bilir. Bu kimi hadisələr Yerin maqnit sahəsində də meydana gəlir.[75]

Orbiti[redaktə | əsas redaktə]

Merkurinin Günəş ətrafında hərəkətini göstərən animasiya.

Merkuri Günəş sisteminə daxil olan planetlər içində ən elliktik orbitə sahib olandır. Merkurinin Günəşə ən yaxın olduğu nöqtədə Günəşlə arasında 46 milyon km, ən uzaq olduğu nöqtədə isə 70 milyon km məsafə vardır. Merkuri Günəş ətrafında 87,969 günə (~88 gün) hərəkət edir. Merkuri öz oxu ətrafında Günəş ətrafındakı hərəkətinə nəzərən yavaş hərəkət edir. Merkurinin Günəş ətrafındakı hərəkəti öz oxu ətrafındakı hərəkəti ilə 3:2 nisbətində rezonansdadır.[14] Merkuri öz oxu ətrafında 176 Yer gününə uyğun olan bir vaxtda hərəkət edir və yavaş hərəkət kəskin istilik fərqinə səbəb olur.[76] Merkuri ekliptikin müstəvisi ilə 7°-li bucaq əmələ gətirir.[77]

Merkurinin meyillik göstəricisi 0,027 kimi çox aşağı bir göstəricidir[78] və demək olar ki, sıfıra bərabərdir.[79] Misal üçün deyək ki, Merkuridən sonra ən az meyilliyə sahib olan Yupiterdə bu göstəricidi 3,1-ə bərabərdir. Bu səbəbdən də Merkurinin qütbləri ətrafındakı 2,1°-lik yerə heç vaxt Günəş işığı düşmür.[78]

Ay, Merkuri və Veneranın Yer səmasında görünən batışı.
video.

Merkurinin qəribə dönüşünün maraqlı nəticələri vardır. Planet öz oxu ətrafında dönüşünü tamamladığı 58,7 günlük müddətdə Günəş ətrafındakı hərəkətinin də ⅔-ni tamamladığı üçün Günəşin görünən hərəkəti daha yavaşdır.[14] Bu səbəbdən də Merkuridə Günəşin batdığı yerdə yenidən görünməsi üçün 176 Yer gününə bərabər bir müddət lazımdır.[14] Bir Yer ili iki Merkuri gününə bərabərdir. Bundan başqa həddən artıq elliptik orbit səbəbindən dəyişən orbit sürəti planetin Günəş ətrafındakı bucaq sürətinin bəzən öz oxu ətrafındakı bucaq sürətini keçməsinə, yəni Günəşin görünən hərəkətinin əks yönə dönməsinə səbəb olur. Planetin bu cür elliptik orbitə sahib olması səbəbindən Merkuri Günəş ətrafında dönərkən Günəşin görünən ölçüsü də dəyişir. Bu səbəbdən Merkuridən keçən bir gün daha da mürəkkəb xarakter daşıyır.[80]

Kaloris hövzəsi Günəşin meridiandan keçişi ilə Merkurinin Günəşə ən yaxın nöqtədən keçişinə uyğun gələn yerdədir. Merkuridə hər iki ildə bir bu bölgə günorta ilə yayın ortasını eyni vaxtda yaşayır və Merkuridə ən isti tempratur bu dövrdə qeydə alınır. Əgər müşahidəçi Kaloris hövzəsindən Günəşi izləmə imkanına sahib olsaydı Günəşin şərqdən yüksəkdikcə böyüdüyünü və qərbə hərəkətinin getdikcə yavaşladığını görərdi. Günəş ən yüksək nöqtəni keçdikdən sonra dayanır və bir müddət sonra Merkuridən baxan müşahidəçi üçün əksinə hərəkət edirmiş kimi görünür. Ən yüksək nöqtədən tərs istiqamətdə ikinci keçişdə Günəş ən böyük şəkildə görünür və qərbdən şərqə doğru yenidən hərəkət edərək kiçilməyə başlayır. Bir müddət sonra yenidən yavaşlayaraq dayanır və şərqdən qərbə doğru yenidən hərəkət etməyə başlayır. Günəş günorta xəttindən üçüncü dəfə keçir və qərbə doğru alçalarkən kiçilməyə davam edir. Günəş batarkən bir Merkuri ili tamam olur. İkinci il Kaloris hövzəsinin gecəsi boyunca davam edir. Günəş Kaloris hövzəsinin şərqindən yüksəlməyə başlayarkən ⅓ Merkuri ili keçmiş olur.[80]

Kaloris hövzəsinin 90° şərqində olan müşahidəçi üçün gün fərqli başlayır. Böyük və isti Günəş şərqdən tədricən yüksəlməyə başlayır, ancaq bir müddət sonra dayanaraq yenidən alçalır və batarkən ən kiçik ölçüsünə çatır. 2 Yer günü müddəti ərzində yenidən Günəş çıxır və yüksəldikcə görünən böyüklüyünün azaldığı müşahidə olunur. Günəş günorta xəttini keçərkən ən kiçik ölçüdə görünür və qərbə doğru alçalarkən yenidən böyüməyə başlayır. Günəş qərbdə batdıqdan qısa müddət sonra yenidən eyni nöqtədən ən böyük ölçüdə görünür. Günəş yüksəldikdən sonra yenidən alçalır və bir Merkuri ili ərzində görünmür.[80]

Perileyin irəliləyişi[redaktə | əsas redaktə]

Müşahidə şəraiti[redaktə | əsas redaktə]

Merkurinin fazaları[redaktə | əsas redaktə]

Merkurinin tranziti[redaktə | əsas redaktə]

Müşahidəsinin tarixi[redaktə | əsas redaktə]

Qədim astronomlar[redaktə | əsas redaktə]

Yerdən teleskopla müşahidəsi[redaktə | əsas redaktə]

Kosmik gəmilərlə müşahidəsi[redaktə | əsas redaktə]

Mariner 10[redaktə | əsas redaktə]

MESSENGER[redaktə | əsas redaktə]

BepiKolombo[redaktə | əsas redaktə]

İstinadlar[redaktə | əsas redaktə]

  1. Yeomans, Donald K. (April 7, 2008). "HORIZONS Web-Interface for Mercury Major Body". JPL Horizons On-Line Ephemeris System. Retrieved 2008-04-07. – Select "Ephemeris Type: Orbital Elements", "Time Span: 2000-01-01 12:00 to 2000-01-02". ("Target Body: Mercury" and "Center: Sun" should be defaulted to.) Results are instantaneous osculating values at the precise J2000 epoch.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 "Mercury Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center.
  3. 3,0 3,1 "Mercury Fact Sheet". NASA.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (May 28, 2009). "Mercury: Facts & Figures". Solar System Exploration.
  5. Mazarico, Erwan; Genova, Antonio; Goossens, Sander; Lemoine, Frank G.; Neumann, Gregory A.; Zuber, Maria T.; Smith, David E.; Solomon, Sean C. (2014). "The gravity field, orientation, and ephemeris of Mercury from MESSENGER observations after three years in orbit". Journal of Geophysical Research: Planets. 119 (12): 2417–2436. doi:10.1002/2014JE004675. ISSN 2169-9097.
  6. Mallama, A.; Wang, D.; Howard, R.A. (2002). "Photometry of Mercury from SOHO/LASCO and Earth". Icarus. 155 (2): 253–264. Bibcode:2002Icar..155..253M. doi:10.1006/icar.2001.6723.
  7. 7,0 7,1 Vasavada, Ashwin R.; Paige, David A.; Wood, Stephen E. (19 February 1999). "Near-Surface Temperatures on Mercury and the Moon and the Stability of Polar Ice Deposits" (PDF). Icarus. 141 (2): 179–193. Bibcode:1999Icar..141..179V. doi:10.1006/icar.1999.6175. Figure 3 with the "TWO model"; Figure 5 for pole.
  8. "Mercury Fact Sheet". NASA. 22 December 2015.
  9. Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. Infobase Publishing. p. 51. ISBN 978-1-4381-0729-5. Extract of page 51
  10. "Animated clip of orbit and rotation of Mercury". Sciencenetlinks.com.
  11. LOOKS LIKE YOU GOT LOST IN SPACE.
  12. "From Mercury orbit, MESSENGER watches a lunar eclipse". Planetary Society.
  13. "Innovative use of pressurant extends MESSENGER's Mercury mission". Astronomy.com.
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 Strom, Robert G.; Sprague, Ann L. (2003). Exploring Mercury: the iron planet. Springer. ISBN 1-85233-731-1.
  15. Staff (May 8, 2003). "Mercury". US Geological Survey
  16. Lyttleton, R. A. (1969). "On the Internal Structures of Mercury and Venus". Astrophysics and Space Science. 5 (1): 18–35. Bibcode:1969Ap&SS...5...18L. doi:10.1007/BF00653933.
  17. Gold, Lauren (May 3, 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". Chronicle Online. Cornell University.
  18. 18,0 18,1 Finley, Dave (May 3, 2007). "Mercury's Core Molten, Radar Study Shows". National Radio Astronomy Observatory.
  19. Spohn, Tilman; Sohl, Frank; Wieczerkowski, Karin; Conzelmann, Vera (2001). "The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo". Planetary and Space Science. 49 (14–15): 1561–1570. Bibcode:2001P&SS...49.1561S. doi:10.1016/S0032-0633(01)00093-9.
  20. Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2nd edition.
  21. Anderson, J. D.; Jurgens, R. F.; et al. (July 10, 1996). "Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data". Icarus. Academic press. 124 (2): 690–697. Bibcode:1996Icar..124..690A. doi:10.1006/icar.1996.0242.
  22. Schenk, P.; Melosh, H. J. (March 1994). "Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere". Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference. 1994: 1994LPI....25.1203S. Bibcode:1994LPI....25.1203S.
  23. 23,0 23,1 23,2 23,3 Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W. (1988). "Collisional stripping of Mercury's mantle". Icarus. 74 (3): 516–528. Bibcode:1988Icar...74..516B. doi:10.1016/0019-1035(88)90118-2.
  24. 24,0 24,1 Cameron, A. G. W. (1985). "The partial volatilization of Mercury". Icarus. 64 (2): 285–294. Bibcode:1985Icar...64..285C. doi:10.1016/0019-1035(85)90091-0.
  25. Weidenschilling, S. J. (1987). "Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury". Icarus. 35 (1): 99–111. Bibcode:1978Icar...35...99W. doi:10.1016/0019-1035(78)90064-7.
  26. Grayzeck, Ed. "MESSENGER Web Site". Johns Hopkins University.
  27. "BepiColombo". ESA Science & Technology. European Space Agency.
  28. "Messenger shines light on Mercury's formation". Chemistry World.
  29. Staff (February 28, 2008). "Scientists see Mercury in a new light". Science Daily.
  30. "MESSENGER: MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging".
  31. Blue, Jennifer (April 11, 2008). "Gazetteer of Planetary Nomenclature". US Geological Survey.
  32. 32,0 32,1 Dunne, J. A.; Burgess, E. (1978). "Chapter Seven". The Voyage of Mariner 10 – Mission to Venus and Mercury. NASA History Office.
  33. "Categories for Naming Features on Planets and Satellites". US Geological Survey.
  34. Strom, Robert (1979). "Mercury: a post-Mariner assessment". Space Science Reviews. 24: 3–70. Bibcode:1979SSRv...24....3S. doi:10.1007/BF00221842.
  35. Broadfoot, A. L.; S. Kumar; M. J. S. Belton; M. B. McElroy (July 12, 1974). "Mercury's Atmosphere from Mariner 10: Preliminary Results". Science. 185 (4146): 166–169. Bibcode:1974Sci...185..166B. doi:10.1126/science.185.4146.166. PMID 17810510.
  36. Staff (August 5, 2003). "Mercury". U.S. Geological Survey.
  37. Head, James W.; Solomon, Sean C. (1981). "Tectonic Evolution of the Terrestrial Planets". Science. 213 (4503): 62–76. Bibcode:1981Sci...213...62H. doi:10.1126/science.213.4503.62. PMID 17741171.
  38. Morris, Jefferson (November 10, 2008). "Laser Altimetry". Aviation Week & Space Technology. 169 (18): 18. Mercury's crust is more analogous to a marbled cake than a layered cake.
  39. 39,0 39,1 39,2 39,3 39,4 39,5 Spudis, P. D. (2001). "The Geological History of Mercury". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago: 100. Bibcode:2001mses.conf..100S.
  40. Ritzel, Rebecca (20 December 2012). "Ballet isn't rocket science, but the two aren't mutually exclusive, either". Washington Post. Washington DC, United States.
  41. Shiga, David (January 30, 2008). "Bizarre spider scar found on Mercury's surface". NewScientist.com news service.
  42. Schultz, Peter H.; Gault, Donald E. (1975). "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury". Earth, Moon, and Planets. 12 (2): 159–175. Bibcode:1975Moon...12..159S. doi:10.1007/BF00577875.
  43. Wieczorek, Mark A.; Zuber, Maria T. (2001). "A Serenitatis origin for the Imbrian grooves and South Pole-Aitken thorium anomaly". Journal of Geophysical Research. 106 (E11): 27853–27864. Bibcode:2001JGR...10627853W. doi:10.1029/2000JE001384.
  44. Denevi, B. W.; Robinson, M. S. (2008). "Albedo of Immature Mercurian Crustal Materials: Evidence for the Presence of Ferrous Iron". Lunar and Planetary Science. 39: 1750. Bibcode:2008LPI....39.1750D.
  45. Wagner, R. J.; Wolf, U.; Ivanov, B. A.; Neukum, G. (October 4–5, 2001). Application of an Updated Impact Cratering Chronology Model to Mercury' s Time-Stratigraphic System. Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior. Proceedings of a workshop held at The Field Museum. Chicago, IL: Lunar and Planetary Science Institute. p. 106. Bibcode:2001mses.conf..106W.
  46. Dzurisin, D. (October 10, 1978). "The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments". Journal of Geophysical Research. 83 (B10): 4883–4906. Bibcode:1978JGR....83.4883D. doi:10.1029/JB083iB10p04883.
  47. Van Hoolst, Tim; Jacobs, Carla (2003). "Mercury's tides and interior structure". Journal of Geophysical Research. 108 (E11): 7. Bibcode:2003JGRE..108.5121V. doi:10.1029/2003JE002126.
  48. Kerber, Laura; Head, James W.; Solomon, Sean C.; Murchie, Scott L.; Blewett, David T. (15 August 2009). "Explosive volcanic eruptions on Mercury: Eruption conditions, magma volatile content, and implications for interior volatile abundances". Earth and Planetary Science Letters. 119 (3): 635–658. Bibcode:2009E&PSL.285..263K. doi:10.1016/j.epsl.2009.04.037.
  49. Head, James W.; Chapman, Clark R.; Strom, Robert G.; Fassett1,, Caleb I.; Denevi, Brett W. (30 September 2011). "Flood Volcanism in the Northern High Latitudes of Mercury Revealed by MESSENGER". Science. 33 (6051): 1853–1856. Bibcode:2011Sci...333.1853H. doi:10.1126/science.1211997.
  50. Thomas, Rebecca J.; Rothery, David A.; Conway, Susan J.; Anand, Mahesh (16 September 2014). "Long-lived explosive volcanism on Mercury". Geophysical Research Letter
  51. Groudge, Timothy A.; Head, James W. (March 2014). "Global inventory and characterization of pyroclastic deposits on Mercury: New insights into pyroclastic activity from MESSENGER orbital data". Journal of Geophysical Research. 119: 635–658. Bibcode:2014JGRE..119..635G. doi:10.1002/2013JE004480.
  52. 52,0 52,1 Rothery, David A.; Thomas, Rebeca J.; Kerber, Laura (1 January 2014). "Prolonged eruptive history of a compound volcano on Mercury: Volcanic and tectonic implications". Earth and Planetary Science Letters. 385: 59–67. Bibcode:2014E&PSL.385...59R. doi:10.1016/j.epsl.2013.10.023.
  53. Prockter, Louise (2005). Ice in the Solar System (PDF). Volume 26. Johns Hopkins APL Technical Digest.
  54. Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. p. 463. ISBN 0-12-446744-X.
  55. Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press. ISBN 978-0-12-446744-6.
  56. Ingersoll, Andrew P.; Svitek, Tomas; Murray, Bruce C. (1992). "Stability of polar frosts in spherical bowl-shaped craters on the moon, Mercury, and Mars". Icarus. 100 (1): 40–47. Bibcode:1992Icar..100...40I. doi:10.1016/0019-1035(92)90016-Z.
  57. Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. O. (1992). "Mercury radar imaging – Evidence for polar ice". Science. 258 (5082): 635–640. Bibcode:1992Sci...258..635S. doi:10.1126/science.258.5082.635. PMID 17748898.
  58. Williams, David R. (June 2, 2005). "Ice on Mercury". NASA Goddard Space Flight Center.
  59. 59,0 59,1 Chang, Kenneth (2012-11-29). "On Closest Planet to the Sun, NASA Finds Lots of Ice". New York Times. p. A3. Archived from the original on 2012-11-29. Sean C. Solomon, the principal investigator for MESSENGER, said there was enough ice there to encase Washington, D.C., in a frozen block two and a half miles deep.
  60. 60,0 60,1 60,2 Rawlins, K; Moses, J. I.; Zahnle, K.J. (1995). "Exogenic Sources of Water for Mercury's Polar Ice". Bulletin of the American Astronomical Society. 27: 1117. Bibcode:1995DPS....27.2112R.
  61. Harmon, J. K.; Perillat, P. J.; Slade, M. A. (2001). "High-Resolution Radar Imaging of Mercury's North Pole". Icarus. 149 (1): 1–15. Bibcode:2001Icar..149....1H. doi:10.1006/icar.2000.6544.
  62. Domingue DL, Koehn PL, et al. (2009). "Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere". Space Science Reviews. 131 (1–4): 161–186. Bibcode:2007SSRv..131..161D. doi:10.1007/s11214-007-9260-9.
  63. Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H. (1988). "The Mercury atmosphere" (PDF). Mercury. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-1085-7.
  64. Lakdawalla, Emily (July 3, 2008). "MESSENGER Scientists 'Astonished' to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere".
  65. Zurbuchen TH, Raines JM, et al. (2008). "MESSENGER Observations of the Composition of Mercury's Ionized Exosphere and Plasma Environment". Science. 321 (5885): 90–92. Bibcode:2008Sci...321...90Z. doi:10.1126/science.1159314. PMID 18599777.
  66. "Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of". University of Michigan.
  67. McClintock, William E.; Vervack, Ronald J.; et al. (2009). "MESSENGER Observations of Mercury's Exosphere: Detection of Magnesium and Distribution of Constituents". Science. 324 (5927): 610–613. Bibcode:2009Sci...324..610M. doi:10.1126/science.1172525. PMID 19407195.
  68. 68,0 68,1 68,2 Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew (1999). The New Solar System. Cambridge University Press. ISBN 0-521-64587-5.
  69. Seeds, Michael A. (2004). Astronomy: The Solar System and Beyond (4th ed.). Brooks Cole. ISBN 0-534-42111-3.
  70. Williams, David R. (January 6, 2005). "Planetary Fact Sheets". NASA National Space Science Data Center.
  71. 71,0 71,1 71,2 Staff (January 30, 2008). "Mercury's Internal Magnetic Field". NASA.
  72. Gold, Lauren (May 3, 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". Cornell University.
  73. Christensen, Ulrich R. (2006). "A deep dynamo generating Mercury's magnetic field". Nature. 444 (7122): 1056–1058. Bibcode:2006Natur.444.1056C. doi:10.1038/nature05342. PMID 17183319.
  74. Spohn, T.; Sohl, F.; Wieczerkowski, K.; Conzelmann, V. (2001). "The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo". Planetary and Space Science. 49 (14–15): 1561–1570. Bibcode:2001P&SS...49.1561S. doi:10.1016/S0032-0633(01)00093-9.
  75. Steigerwald, Bill (June 2, 2009). "Magnetic Tornadoes Could Liberate Mercury's Tenuous Atmosphere". NASA Goddard Space Flight Center.
  76. "Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars". Planetary Society.
  77. Espenak, Fred (April 21, 2005). "Transits of Mercury". NASA/Goddard Space Flight Center.
  78. 78,0 78,1 Margot, J. L.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; et al. (2007). "Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core". Science. 316 (5825): 710–714. Bibcode:2007Sci...316..710M. doi:10.1126/science.1140514. PMID 17478713.
  79. Biswas, Sukumar (2000). Cosmic Perspectives in Space Physics. Astrophysics and Space Science Library. Springer. p. 176. ISBN 0-7923-5813-9.
  80. 80,0 80,1 80,2 Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. (1965). "Theory of Rotation for the Planet Mercury". Science. 150 (3704): 1717. Bibcode:1965Sci...150.1717L. doi:10.1126/science.150.3704.1717. PMID 17768871.


Xarici keçidlər[redaktə | əsas redaktə]

İngiliscə


Rusca

Həmçinin bax[redaktə | əsas redaktə]