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 krāteratā 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 104106 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
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
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 krāteratā 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 104106 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