9개의 주요 행성 중 태양에 가장 가깝습니다. 우리 하늘에서는 일광으로부터 28° 이상 떨어져 있지 않으므로 지구에서 수성을 관찰하는 것은 특히 어렵습니다. 때때로 행성은 저녁이나 아침 새벽의 매혹적인 색상 중에서 거의 눈에 띄지 않는 밝은 점으로 육안으로 식별될 수 있습니다. 망원경에서 수성은 초승달 모양이나 불완전한 원 모양을 가지고 있는데, 행성이 궤도를 따라 움직일 때 모양이 변하는 것은 우리가 태양에 의해 한쪽에서 비춰지는 공을 관찰하고 있음을 분명히 보여줍니다. 지구로부터의 최소 거리(평균 최소 9,200만km, 최소 최소 약 8,000만km) 동안 지구 관측자의 하늘에 있는 수성은 불행하게도 태양 근처에 위치하며 어두운 밤(밤)으로 우리를 향합니다. 반구. 지상 관측소에서 수성을 관찰할 때의 이러한 불편함은 물체의 작은 각도 크기, 물체에서 나오는 에너지 흐름의 약화 및 지구 대기 간섭과 관련된 이미 심각한 어려움을 더욱 악화시킵니다.
그럼에도 불구하고 연구자들은 정교한 장비와 관찰 기술을 개선하고 강렬하고 때로는 헌신적인 작업을 희생하면서 자연으로부터 귀중한 새로운 지식을 얻을 수 있습니다. 1974년까지 수성에 관한 모든 정보(상당히 광범위함)는 지상 관측을 통해 얻었습니다.
Mercury에 대한 훌륭한 리뷰가 작성되었습니다. 그러나 최근 몇 년 동안 일부 정보가 명확해졌습니다. 이 리뷰에서는 가능하다면 최신 데이터를 사용하여 이 행성의 물리학에 대한 정보를 제시하려고 시도했습니다.
직경, 질량 및 그로부터 파생된 양 행성의 크기와 질량에 대한 정확한 지식은 표면의 물리적 조건을 특징짓고 우주 비행에 중요한 여러 매개변수를 찾는 데 절대적으로 필요합니다.
지구에서 측정한 각지름으로부터 구한 모든 행성의 선지름은 천문학적 길이 단위의 수치에 의존하는 양이다. 후자의 가능한 개선과 관련하여, 행성의 직경을 선형 측정이 아닌 1AU 거리의 초 단위로 표현하는 역사적 전통이 발전했습니다. 이자형.
수성의 적도 직경 측정 결과는 6",2에서 6",9까지입니다. 즉, 천문학적인 정확도와는 거리가 먼 정확도로 서로 일치합니다. 새로운 측정값은 6",73 ±0",03이며 이는 4882 ±30km의 값에 해당하는 반면 Hertzsprung 방법을 적용한 결과 D>6",79, 즉 D>4920km가 나타났습니다.
모든 행성의 질량을 찾는 가장 좋은 방법은 위성의 궤도 주기를 기반으로 합니다. 수성은 그러한 것이 없기 때문에 관찰하기 어려운 다른 천체와의 중력 상호 작용 효과를 사용하여 질량을 계산합니다.
태양의 질량/행성의 질량 비율은 6.0 * 10 6 에 가깝습니다.
질량과 직경 데이터를 바탕으로 평균 밀도는 5.30~5.46 범위로 추정됩니다.
행성의 질량과 직경을 추정하면 중력 가속도와 표면 수준의 포물선(두 번째 우주) 속도를 쉽게 찾을 수 있습니다. 첫 번째 값은 지구 값의 약 38%이고 두 번째 값은 약 4.3km/초입니다.
우주에서 자동 장비를 사용하여 수성을 연구하는 첫 번째 실험은 1974년 3월 29일과 9월 21일 미국 마리너 10호 우주선에서 수행되었습니다. 행성 표면의 이미지가 지구로 전송되었습니다. 전파 엄폐 측정을 통해 수성의 반경은 위도 2°N에서 2440±2km, 위도 68°N에서 2438±2km로 도출되었습니다. 추적 데이터를 분석하면 수성의 질량이 6,023,600 ±600으로 태양 질량과 행성 질량의 비율 단위로 명확해졌습니다. 행성의 평균 밀도의 새로운 값은 5.44g*cm -3입니다.
수성의 높은 평균 밀도(해당 압력 수준에서 지구 내부 물질의 밀도와 비교)는 풍부한 중원소로 설명됩니다. 수성의 구성성분은 철이 지배적인 것으로 보입니다. 철 함량이 높고 규산염 함량이 제한되어 있다는 결론은 콘드라이트 운석 물질보다 수은의 방사성 물질 함량이 훨씬 낮다는 가정으로 이어집니다. 한편, 규산염에 정확하게 포함된 방사성 원소의 붕괴가 행성 내부를 가열하는 원인 중 하나로 알려져 있습니다. 이는 수성 내부의 열 이력과 현재 상태가 평균 화학 조성에 크게 좌우된다는 것을 의미합니다. 우리가 모르는 추가 요소도 고려해야 합니다. 여기에는 원시 행성 구름 물질로 인한 행성의 응집 속도, 이 물질에 포함된 방사성 원소의 풍부함과 구성, 진화 초기 단계에서 외부로부터 받은 복사 에너지가 포함됩니다. S. V. Mayeva가 수행한 수성의 열 이력 계산에 따르면 진화의 모든 단계에서 행성 내부의 온도는 규산염 물질이나 철을 녹이는 데 필요한 값에 도달하지 못했습니다. 행성의 고체 내부에서 비중에 의한 물질의 층화(중력 분화)는 녹는 경우보다 훨씬 느리게 발생합니다. 그럼에도 불구하고 일부 전문가들은 수성에 핵이 있을 수 있다는 점을 인정합니다. 금속 철이 균일하게 분포되어 있고 핵으로 분리되어 있는 모델을 포함하여 수성의 내부 구조에 대한 다양한 모델이 고려되었습니다.
수성의 표면. 광도 특성 및 현대 구호 데이터
태양 광선에 의해 비춰진 수성의 표면은 밝게 보이지만 측정 결과는 상당히 어둡거나 다소 어두운 갈색인 것으로 나타났습니다. 수성에 대한 Bond 3의 시각적 알베도는 0.056이고 적분 알베도는 0.09입니다. 주간 표면의 평균 밝기는 위상각이 0에 가까워질수록 급격하게 증가합니다. 수성과 달의 위상각에 따른 밝기 변화 곡선은 거의 동일합니다. 스펙트럼 반사율은 파장이 1.6μm 이상으로 증가함에 따라 증가합니다. 0.32~1.05μm 범위에서 영 위상으로 감소된 수은의 스펙트럼 반사율을 측정한 결과가 그림 1에 나와 있습니다. 1, 직장에서 빌린 것. 수성의 반사율 곡선은 달 표면의 산악 및 해양 지역의 반사율 곡선과 유사하며 달 분화구 바닥의 곡선과는 다릅니다. 이 결과로부터 McCord와 Adams는 수성의 표면이 아마도 다음과 같은 물질로 덮여 있을 것이라고 결론을 내렸습니다.
휘석과 같은 어두운 화산 유리가 풍부한 달 모양의 고체. 알베도가 낮은 이유는 미네랄에 철과 티타늄 함량이 높기 때문일 수 있습니다.
매우 드물게 발생하는 예외적으로 유리한 조건에서
수성 표면에는 망원경을 통해 어둡고 밝은 점을 볼 수 있습니다.
수성을 매핑하려는 시도가 반복적으로 이루어졌습니다. 컴파일러가 행성의 축 회전 기간에 대해 잘못된 데이터를 사용했기 때문에 여기서는 역사적인 지도를 고려하지 않을 것입니다. Camichel과 Dollfus, Cruickshank와 Chapman은 현대적인 아이디어를 바탕으로 수성을 지도화하려는 새로운 시도를 했습니다. 선택한 지형의 좌표를 나타내는 보다 현대적이고 개선된 수성 표면 지형 지도는 1942년부터 1970년까지의 사진 및 시각적 관찰을 바탕으로 Murray, Smith 및 Dollfuss가 1972년에 편집했습니다. 프랑스 픽뒤미디(Pic du Midi) 천문대와 미국 뉴멕시코(미국) 천문대.
이 지도는 그림 1에 나와 있습니다. 2. 경도는 제14차 국제천문연맹(Brighton, 1970) 회의에서 권장된 새로운 기준 시스템에 나와 있습니다. 지도 작성자의 결론에 따르면, 수성 표면의 세부적인 부분의 가시적 대비는 달의 해양 대륙 대비보다 다소 적습니다. 각도 해상도가 달을 관찰하는 것보다 300배나 더 나쁘기 때문에 대비의 감소는 수성을 관찰하는 동안 어두운 세부 사항의 이미지가 흐려지는 것과 관련이 있을 수 있습니다. 열 측정 경도 350°에서 90° 사이의 영역은 행성 표면의 1/4 이상을 차지하며 대조적인 세부 사항이 거의 없습니다.
연구의 저자들은 수성 표면의 세부 사항은 30년이 넘는 관찰 기간 동안 변하지 않았으며 대기 안개의 출현은 행성의 어떤 지역에서도 발견되지 않았다고 지적했습니다.
수성의 표면 지형에 대한 연구는 현대 지상 천문학의 광학적 방법의 능력을 뛰어넘습니다. 지난 10년 동안 레이더는 인근 행성 표면을 연구하는 데 성공적으로 사용되었습니다. 장비 개선과 새로운 데이터 분석 기술의 사용으로 인해 행성 레이더의 성능이 향상되고 있습니다. 그러나 수성은 연구하기 매우 어려운 대상입니다.
vaniya, 그것으로부터 수신된 무선 에코 신호의 전력은 금성보다 약 100배 적기 때문입니다.
1970년까지 MIT 연구원 그룹은 수성의 표면 프로파일을 추정하기 위해 2차원 레이더 스펙트럼(대기 시간 및 주파수)을 사용하려고 시도했지만 실패했습니다. 반사된 신호의 약점으로 인해 구호의 눈에 띄는 세부 사항을 식별하거나 구 표면에서 수성 표면의 편차를 찾을 수 없었습니다. 1970~1971년에 두 차례 더 성공적인 수성 레이더 실험이 수행되었습니다. 12.5cm 파장의 캘리포니아 공과대학 제트 추진 연구소의 Goldstone과 3.8cm 파장의 MIT의 Highstack에서 산란 특성을 연구하기에 충분한 감도가 달성되었습니다. 12.5 cm 파장에서의 산란 기능과 방사선의 편광 모두 수성의 표면이 작은 불규칙성으로 대부분 점유되어 있음을 보여주었습니다. 행성 적도 지역의 여러 관측 지역에서 3.8cm의 파동을 측정한 결과 평균 경사는 약 10°인 것으로 나타났습니다. 이 값은 경도에 따라 눈에 띄게 변합니다. 수성에서는 행성 반경이 1~3km 정도 변화하는 지형적 특징이 관찰되었습니다.
레이더를 사용하면 마이크로파 범위에서 행성의 "반사율"을 측정할 수 있습니다. 그것은 달과 거의 같은 것으로 밝혀졌습니다. 수성의 산란 직경은 관찰하는 동안 광학 직경의 4~8% 범위에서 다양했습니다.
행성의 축(일일) 회전 매개변수입니다.
표면의 점을 관찰하여 행성의 자전 주기를 알아내려는 시도가 반복적으로 이루어졌습니다. 그러나 오래된 시각적 관찰은 수성이 항상 같은 반구에 의해 태양을 향하고 있다는 잘못된 결론, 즉 항성 자전 주기가 항성 궤도 주기(87.97일)와 같다는 결론에 이르렀습니다. 이러한 잘못된 견해는 레이더 연구를 바탕으로 수성의 축 회전의 항성 주기가 59 ± 3일임을 발견한 Pettengill과 Dyce가 발견될 때까지 지속되었습니다. 나중에 이 의미가 명확해졌습니다. 따라서 실제로 수성은 회전하지만 너무 느려서 육안 관찰에 유리한 짧은 시간 동안 축 회전을 알아차리기 어렵습니다. 많은 저자들은 수성을 관찰하는 데 가장 유리한 조건이 시작되는 기간과 이 회전 기간의 "치명적인" 준공약 가능성에 의해 행성의 동기 회전에 대한 잘못된 가설의 긴 수명을 설명합니다(외부 천문대에 대해). 열대 지역-그러한 설명이 있어야만 진술이 사실이 될 것입니다). 필요한 상황의 합류는 세 번의 공동 기간, 즉 348일 후에 반복되며, 이 기간 동안 수성은 태양과 지구와 관련하여 대략 전체 회전 수를 회전합니다. 이 경우 행성 원반의 눈에 보이는 세부 위치와 그 중 아태양점의 위치가 거의 눈에 띄는 변화 없이 재현됩니다.
그러나 레이더 방법을 통해 대략적이지만 신뢰할 수 있는 평가를 마친 후 수성의 자전 주기를 명확히 하는 데 도움이 된 것은 광학 관측이었습니다. 1942년부터 1966년까지 Pic du Midi 천문대의 기록 보관소 처리를 기반으로 한 Camichel과 Dolfus. 기간은 58.67±0.03일로 확인되었습니다. Smith와 Riis도 수년간의 사진 아카이브를 사용하여 58.663 ± 0.021일의 회전 기간을 얻었습니다. 레이더 관측의 정확도는 지속적으로 향상되고 있으며 광학적 방법의 정확도에 눈에 띄게 가까워졌습니다. 새로운 레이더 관측은 58.65일의 기간을 제공하며 오류는 0.4%를 넘지 않습니다.
Murray, Smith 및 Dollfuss는 Pic du Midi 및 New Mexico 천문대에서 새로운 광학 관측을 통해 수성의 이전 사진 및 스케치 아카이브를 보완하고 58.644 ± 0.009일의 회전 기간을 얻었습니다. 행성의 회전축 방향은 궤도면에 수직인 것으로 밝혀졌으며 편차는 3° 이하였습니다.
수성의 축 회전 주기는 무작위 값이 아닙니다. 58.6462일의 시간 간격은 정확히 수성의 궤도 주기의 2/3입니다. 이것은 질량 분포가 엄격하게 동심원이라고 간주될 수 없는 행성에서 태양 중력의 작용으로 인해 발생하는 스핀 진동의 흥미로운 변형입니다. 궤도 주기의 2/3 주기의 회전은 안정적이어야 합니다. 수성이 근일점으로 돌아올 때마다 행성 관성 타원체의 단축은 태양 방향을 따라 지향됩니다. 연구 결과에 따르면 스핀-궤도 공명 3/2가 발생하려면 적도면에서 관성 타원체의 압축 값이 필요하며 (B - A)/C>10 -5, 즉 매우 중요하지 않습니다.
수성의 분위기
스펙트럼의 다양한 부분에서 행성에 의해 산란된 빛의 편광 측정을 기반으로 Dollfus는 수성 표면 근처의 대기압이 1mb에 가깝다는 것을 발견했습니다. Moroz는 수성 스펙트럼에서 약 1.6μm의 CO2 대역에서 텔루르에 대한 초과 흡수로부터 동일한 크기(0.3:7.0 g/cm 2 와 동일한 CO 2 함량)의 추정치를 얻었습니다. 그러나 Binder와 Cruikshank가 Moroz의 측정을 반복하려는 시도는 부정적인 결과를 가져왔습니다. 수성의 편광 특성에 대해 O'Leary와 Rea는 대기 효과를 포함하지 않고 표면 특성만으로 설명합니다.
Belton 등의 연구에서는 1.05μm 대역의 측정을 기반으로 수성의 CO2 함량 상한이 5m*atm(표면 부분압이 0.35mb 미만)인 것으로 밝혀졌으며 Bergstral 등은 al., 약 1.20μm 밴드의 관찰에 기초하여 상한은 0.58m*atm(부분 압력 약 0.04mb)을 초과하지 않는 것으로 추정됩니다. 이 데이터는 수성에 CO2가 존재하는지에 대한 의문을 제기합니다.
수성에서 가스 분자가 소멸되지 않도록 하려면 먼저 충분히 무거워야 하고, 두 번째로 태양 복사의 영향으로 인한 해리에 대한 저항력이 있어야 합니다. 태양계에서 매우 흔한 Ar 40은 이러한 기준을 만족합니다. 관찰 결과 수성 표면의 압력이 1mb 이내인 아르곤 대기가 배제되지는 않았지만 그 존재는 단지 가설일 뿐입니다.
수성과 달 표면의 측광 특성의 유사성은 수성 표면이 태양풍에 노출되었다는 가정을 지지하는 논증(비록 그다지 설득력은 없지만) 역할을 할 수 있습니다. 이를 바탕으로 Sagan과 O'Leary와 Rea는 행성 표면의 대기압의 상한을 약 10-5mb로 결정했으며, Belton, Hanten 및 McElroy는 소산율 계산을 바탕으로 상한을 얻었습니다. 10-6MB에 가깝습니다. Banks 등은 수성 대기에 대한 다양한 가능한 모델을 논의한 후 He 4, Ne 20 및 Ar 40으로 구성된 외기권 모델이 존재함을 인정했습니다. 단위 단면이 있는 기둥. 그러한 모델의 구조는 태양풍에 의해 결정됩니다.
Mariner 10에 대한 자외선 실험에서는 수성이 표면의 총 압력이 2 * 10 -9 mbar 이하인 얇은 대기로 둘러싸여 있음을 확인했습니다. 다양한 가스의 존재량에 대한 상한선이 설정되었습니다. 가장 풍부한 성분은 Ne, Ar, Xe일 수 있습니다. 다른 가스 중에서 특히 표면 부분 압력이 2 * 10 -12 mbar인 He가 발견되었습니다.
일사량 조건 및 표면 온도
회전과 공전의 결합 작용에 의해 결정되는 수성의 태양일 1일의 지속 시간은 항성 수성의 3일 또는 수성 2년과 정확히 동일하며 우리 날의 약 176일, 즉 우주시의 평균 태양일입니다. 수성 하늘의 태양은 동쪽에서 서쪽으로 고르지 않게 움직이며 궤도의 이심률과 행성의 태양 중심 각속도의주기적인 변화로 인해 겉보기 크기가 눈에 띄게 변합니다. 태양일에 두 번(즉, 각 근일점에서) 태양의 겉보기 크기가 증가하고 멈춘 다음 약 100시간 동안 그 움직임이 역전된 후 태양이 다시 멈추고 서쪽으로 향합니다.
수성에서 태양 광선에 수직인 단위 면적이 단위 시간당 받는 태양 에너지의 양(소위 태양 상수, 지구 대기의 상부 경계에서 2.00 ± 0.04 cal/cm 2 * min과 동일) 근일점은 원일점의 약 2배, 지구보다 10배 더 많습니다. 즉, 14kW/m2에 도달합니다. 동시에, 적도의 서로 다른 온도 측정 경도에서는 일일 조명 주기가 동일하지 않습니다. 경도 0과 180° 근처에서 상단 정점에 있는 태양은 최대 각도 치수를 가지며 하늘에서 매우 느리게 이동하는 반면, 경도 90과 270° 근처에서는 정오에 가장 작은 각도 치수를 가지며 상대적으로 빠르게 하늘을 가로질러 속도가 느려집니다. 지평선에서.
주간 표면 가열은 위도가 자전극까지 증가함에 따라 감소합니다. 바로 극에서 연속적 또는 거의 연속적인 조명 조건이 있을 수 있다는 점은 흥미롭습니다. 태양은 176일의 주기로 수학적 지평선을 따라 움직이는 반면, 태양의 중심은 38일마다 지평선 아래로 떨어집니다. 궤도에 대한 행성 적도의 기울기와 동일한 양(기울기는 더 적으며 아마도 3°보다 훨씬 작을 수 있음) 태양의 위쪽 가장자리가 숨겨져 있으면 수학적 지평선 아래 중심이 잠기는 깊이가 수성에서 보이는 태양의 반경과 거의 같기 때문에 오래 가지 않습니다.
수성의 낮과 밤의 지속 시간은 표면의 정오와 자정 영역의 급격한 온도 차이와 관련이 있으며, 행성이 태양에 가깝고 알베도가 낮기 때문에 낮 동안 표면이 강하게 가열됩니다.
수성의 온도는 반사된 태양 복사의 기여도가 미미한 적외선 범위 부분에서 행성 자체의 열 복사를 측정하여 알아냈습니다. 태양으로부터 평균 거리에 있는 수성의 아태양점 표면의 밝기 온도는 온도 Tc = 613° K에서 절대 흑체의 플랑크 복사에 해당합니다. 색온도(l 2.2의 강도 비율에 상대적) 근일점 T c = 670±20° K에서 3.4 μm).
가장 심각한 기술적 어려움은 수성의 어두운 면에 대한 적외선 온도 측정과 관련되어 있습니다. 이는 장비의 높은 각도 분해능과 이상적인 대기 조건 외에도 초승달 모양의 방사선으로부터 장비를 안정적으로 보호해야 하기 때문입니다. 행성의 반구와 특히 탐지기의 높은 감도. 그럼에도 불구하고 그러한 측정이 수행되었습니다. Mardock과 Ney는 3.75-12.0μm 범위에서 밤의 표면 온도가 111 ± 3°K임을 발견했습니다. 따라서 수성의 일일 온도 변동 진폭은 500°K를 초과합니다.
마리너 10호의 적외선 복사계는 관측된 표면 요소의 최소 크기가 40km인 약 45미크론의 스펙트럼 대역에서 행성의 열 복사를 측정했습니다. 적도 근처 스캔에서 가장 낮은 밝기 온도는 현지 자정 부근에 기록되었으며 100°K입니다. 일몰 후 온도 감소 법칙은 열 관성이 0.0017cal*cm인 균질한 다공성 물질의 경우와 동일합니다. -2 * 초 -72 * ''K -1(특정 영역에서는 이 값이 최대 0.003까지 변동)
수성의 열복사에 대한 현대의 관측은 적외선 범위에만 국한되지 않습니다. 전파 천문학 측정은 마이크로파 범위에서 수행되고 있으며 이를 통해 다양한 깊이에서 행성 지하층의 열 체계를 결정하고 행성 외부 덮개의 물리적 특성을 찾는 것이 가능합니다.
수신된 방사선의 파장이 길수록 해당 방사선이 발생하는 깊이는 더 커집니다. 전자파의 침투 깊이(즉, 무선 방출층의 두께) l e =1/x, 여기서 x(l)는 전자파의 흡수 계수입니다. l은 파장입니다. 우리에게 그다지 중요하지 않은 것은 동일한 값의 또 다른 표현입니다. l E = fl T, 여기서 f는 물질의 특성에 따른 계수이고, l T는 진폭 감소에 의해 결정되는 온도 파동의 침투 깊이입니다. 표면의 값과 비교하여 e배의 온도 변동을 나타냅니다. l T보다 3-4배 더 큰 깊이에서는 온도 변동이 거의 없습니다. 이는 낮 동안 태양에 의해 가열된 암석층의 두께를 결정합니다. 문제의 이론은 작품에 자세히 설명되어 있습니다.
마이크로파 범위에서 측정된 온도는 태양에 의해 가열된 암석층의 두께와 전파 방출층의 두께 사이의 관계에 따라 달라집니다.
0.19에서 0.19까지의 파장에서 수성의 방사성 관측 결과 검토
11.3cm 수성의 열물리학적 매개변수의 수치는 이 섹션의 끝에 나와 있습니다.
행성 외부 덮개의 열물리학적 거동은 열전도율이 매우 낮다는 것을 나타냅니다. 예상대로 특정 깊이에서 일일 온도 변동의 진폭은 적외선 범위의 측정에 따른 것보다 훨씬 작습니다. 마이크로파 전파 천문학 관측 데이터에 따르면 수성의 가시 원반 전체에 대한 평균 밝기 온도는 원반 중심의 위상각 i와 경도 L에 따라 달라지며 전기파와 열파의 침투 깊이 비율에 따라 달라집니다. . 최소제곱법을 사용하여 처리된 가장 완전한 관찰 결과는 다음 수식으로 표시됩니다.
여기서 l은 전자기 복사의 파장, i는 태양-행성-지구 각도, L은 경도 시스템의 열 측정 경도입니다. 이 시스템에서 본초자오선의 위치는 1970년에 채택된 국제천문연맹 시스템에서의 위치와 다릅니다.
밀리미터파와 센티미터파의 온도 표현 간의 중요한 차이는 복사층의 유효 깊이 차이만으로는 설명할 수 없습니다. 달을 위해 개발된 전파 방출 이론을 수성에 적용하는 것과 관련하여 Gary는 이 경우 열물리적 매개변수의 온도 의존성을 고려할 필요성을 지적했습니다.
Morrison은 온도에 대한 열전도율의 의존성을 고려하여 위상각과 궤도 위치의 함수로서 다양한 열복사 범위에서 수성의 평균 밝기 온도를 계산했습니다.
수성과 달의 바깥층의 일부 특성의 유사성에 대한 질문
방금 언급한 계산 결과와 지상 관측 결과를 비교하여 Morrison은 가장 가능성 있는 매개변수 값을 선택할 수 있었습니다.
수은 외층의 열적, 전기적 특성을 나타내는 도랑: 밀도 p = 1.5 ± 0.4 g/cm 3 ; 열 관성 l= (cr) 1/2 = (15 ±6). * 10 -6 cal/cm 2 * sec 1/2 * deg, 이는 Mariner-10 데이터에서 얻은 값과 눈에 띄게 다릅니다.
매개변수 f/l=0.9±0.3 cm -1, 여기서 f는 열파와 전기파의 침투 깊이의 비율이고, l은 파장입니다. 열전도 계수 k=(4 ±2) *10 2 cal/cm*sec*deg; 열파의 침투 깊이 l T =11±6 cm; 유전 상수 e=2.9 ±0.5; 손실 탄젠트 tan A = (0.9 ±0.4) *10 -2. 수성과 달의 특성이 유사하다는 점을 통해 우리는 외층 구조에 급격한 차이가 없다고 가정할 수 있습니다. 그러나 표면의 광물 구성 유사성에 주의해야 합니다. 수성의 표면 구성에 대한 실험 데이터를 얻을 때까지 이에 대한 우리의 이해는 또 다른 문제의 해결에 크게 의존합니다. 행성이 내부 용융 및 중력 분화를 겪었습니까? 알려진 바와 같이 달은 외부 층에 내부가 녹은 생성물을 포함하고 있습니다. 수성의 평균 밀도가 높기 때문에 내부 구조의 모델이 만들어지는데, 이는 분명히 녹을 수 없습니다. 달과 수성 표면의 외부 유사성은 주로 외부 요인에 의해 광물을 표토로 가공하는 과정의 유사성 때문일 가능성이 있습니다.
이것은 수성의 본질에 대한 주요 현대 아이디어입니다. 이 과학 분야에 대한 지식 수준의 추가 성장은 분명히 새로운 연구를 통해서만 가능합니다.
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태양에 가장 가까운 행성은 달보다 약간 더 큽니다.
반경은 2439km입니다. 그러나 평균 밀도(5.45g/cm3)는 눈에 띄게 더 높습니다.
달의 그것보다 지구의 그것과 거의 같습니다. 중력가속도
표면의 속도는 372cm/sec2로 지구보다 2.6배 적습니다. 궤도주기
태양은 지구의 약 88일입니다. 작은 각도 치수(약 7")로 인해
최대 이각) 및 태양 수성(163)에 대한 근접성이 관찰됩니다.
어렵고 이 행성에 관해 얻은 데이터도 거의 없습니다.
머큐리의 레이더를 사용하면 회전 방향과 주기를 확인할 수 있습니다.
행성. 이 실험에서 수은은 거의 오랜 시간 동안 조사되었습니다.
거인을 사용하여 길이 70cm의 전파의 단색 펄스
직경 300m의 안테나(푸에르토리코, 아레시보 전파천문대;
103 참조). 도플러 효과로 인해 반사된 펄스는 흐려집니다.
행성이 회전하는 경우 주파수. 지구에서 볼 수 있는 회전은 다음과 같이 구성됩니다.
실제 축 회전 및 궤도 운동으로 인한 회전.
궤도에 있는 행성의 다양한 위치에서 레이더를 수행함으로써 가능합니다.
축 회전의 속도와 방향을 모두 결정합니다. 레이더
70cm 파장의 수은은 회전이 직접적이라는 것을 보여주었습니다.
기간은 58.6±0.5일이다. 이것은 행성 공전주기의 2/3에 가깝습니다. 중심선
회전은 황도면에 대략 수직입니다.
경험이 풍부한 관찰자는 다소 안정적인 것을 구별합니다.
세부. 시각적 스케치와 사진을 분석한 결과,
그들의 반복은 회전 주기로 설명될 수 있습니다.
여기서 T는 태양 주위의 혁명 기간입니다. 이 값 중 세 번째는
오류는 레이더 주기와 일치합니다. 디스크의 세부 사항에 대한 관찰을 기반으로 함
t/T = 2/3 비율은 0.01 지구일 이상의 정확도로 유지됩니다.
그러한 기간 비율로 수성 태양이
하루(해가 뜰 때부터 다음 해가 뜰 때까지의 간격)는 두 배 더 길어야 합니다.
수성의 해!
최근까지 회전과 혁명의 시기가 다음과 같다는 믿음이 널리 퍼져 있었습니다.
수성은 동일하며 수성은 항상 같은 면으로 태양을 향합니다.
그 이유는 분명합니다. 일련의 숫자(10.7) 중에서 첫 번째 숫자만 선택되고 나머지는 선택되었습니다.
가능성이 낮다고 해고됐다. 레이더는 이 지점의 오류를 보여주었다.
미국 우주선 마리너 10호는 광텔레비전을 전송했습니다.
얻은 것과 거의 동일한 수준의 세부 묘사를 가진 수성의 이미지
지상 망원경으로 달을 연구할 때. 우주선의 직접 비행
지구에서 수성으로 가려면 많은 에너지가 필요합니다. 이 어려움은 다음과 같이 극복될 수 있다.
머큐리로 가세요. 마리너 10호가 수성으로 날아간 것도 이 궤도에서였습니다. ~에
164는 다음을 사용하여 얻은 수성의 "모자이크" 이미지를 보여줍니다.
텔레비전 카메라 "Marinera-10". 수성의 표면은 달과 매우 유사합니다.
가장 먼저 눈에 띄는 것은 다양한 종류의 수많은 분화구입니다.
크기. 그러나 차이점도 있습니다. 수성에는 넓은 해양 지역이 없습니다.
상대적으로 부드럽고 분화구가 없습니다. 반면에,
수성 표면에는 매우 높은 형성물이 있습니다 (여러
킬로미터) 수천 킬로미터에 걸쳐 뻗어 있는 선반. 그들
행성이 진화하는 동안 수축했음을 나타냅니다.
164. "모자이크"(많은 개별 이미지로 구성) 사진
마리너 10호 텔레비전 카메라를 사용해 얻은 수성.
달과 수성의 유사성은 광도계와 수성의 유사성으로도 나타납니다.
편광 특성: 크기 및 편광의 의존성
위상, 표면 반사율. 달처럼 아주 커요
적외선으로 측정한 표면 온도의 차이. 안에
적도에서는 정오에 최고 기온이 700°K에 도달하고, 밤에는 최고 기온이 700°K에 도달합니다.
측면이 100°K로 떨어집니다. 동시에 열 라디오 방출의 강도
밤과 낮의 센티미터 범위는 거의 다릅니다.
결과적으로 수성과 달의 토양 표면층은
밀도가 비교적 낮은 잘게 부서진 암석이다.
(레골리스).
수성의 대기는 밀도가 매우 낮습니다. 농도는 106을 넘지 않습니다.
표면에서 cm -3. 지구 대기의 가스 농도는 다음과 같습니다.
고도 700km. 대기의 구성은 정확하게 알려져 있지 않습니다. 분광 측정
마리너 10호에서 헬륨이 발견됐지만(농도 약 104cm-3)
분명히 다른 가스도 있을 것입니다.
수성에는 자체 자기장이 있습니다. 표면 근처의 강도
적도에는 약 0.002 oe(지구보다 300배 적음)가 있습니다. 자기 쌍극자 축
회전축과 거의 일치합니다.
수성에는 위성이 없습니다.
여러 세기 동안 천문학자들 사이에는 “수성을 본 천문학자는 행복하다”라는 속담이 있었습니다. 그들은 장수 동안 수성을 결코 관찰하지 못했던 코페르니쿠스조차도 이러한 행복을 박탈 당했다고 말합니다.
수성의 가시성이 좋지 않은 이유는 잘 알려져 있습니다. 수성은 태양에 가깝기 때문입니다. 이 행성과 태양계 중심체 사이의 거리는 불과 5,800만km에 불과하며, 이는 지구에서 태양까지의 거리의 약 2/s입니다. 그러나 이 값은 평균값입니다. 궤도의 강한 신장으로 인해 수성은 때때로 태양에 최대 4,600만km까지 접근할 수 있는 반면, 다른 경우에는 태양으로부터의 거리가 7천만km까지 늘어납니다.
하늘에서 수성은 항상 태양과 매우 가깝기 때문에 눈부신 광선 속에 거의 항상 숨겨져 있습니다. 가장 유리한 상황에서만 수성은 태양으로부터 28도만큼 멀어지며, 이는 달의 눈에 보이는 직경 56배에 해당합니다. 그러한 기간 동안 아침이나 저녁 새벽의 광선에서 노란색을 띠는 비교적 밝은 별로 관찰하는 것이 때때로 가능합니다.
수성 연구의 새로운 단계는 1974년 미국의 행성 간 관측소 마리너 10호(Mariner 10)가 수성에 세 번 가까이 날아가서 수성 표면의 수많은 이미지를 지구로 전송한 1974년에 시작되었습니다. 달과의 유사성은 눈에 띄는 것으로 밝혀졌습니다. 셀렌학자(항상 그런 것은 아님)만이 사진에 어떤 우주체가 묘사되어 있는지(달 또는 수성) 구별할 수 있습니다.
많은 사람들이 생각하는 것처럼 수성은 항상 같은 면으로 태양을 향하고 있는 것이 아니라 58일의 주기로 축을 중심으로 회전한다는 것이 밝혀졌습니다. 이 축은 수성의 궤도면에 거의 수직이며, 수성의 하루는 수성 1년의 거의 2/3이므로 수성에서 태양의 겉보기 움직임은 매우 특이할 것입니다. 두 가지 움직임의 결합으로 인해 수성의 일부 지역에서는 동쪽과 서쪽 모두에서 하루에 두 번 상승과 일몰이 발생한다는 사실이 발생합니다. 수성 하늘을 가로질러 이동하면서 태양은 때때로 멈췄다가 뒤로 이동한 다음 마치 "정신을 차린" 것처럼 이전 움직임을 계속합니다.
수성의 적도에서는 정오에 온도가 400~500°C까지 올라가고, 밤에는 -160°C까지 떨어집니다. 이러한 급격한 온도 대비는 대기가 거의 전혀 없기 때문에 설명됩니다. 엄밀히 말하면 마리너 10호는 수성에서 대기를 발견했지만 그 밀도는 실내 공기 밀도보다 5000억 배나 낮습니다. 이는 헬륨과 수소로 구성되며, 그 원자는 "태양풍"(즉, 태양에 의해 지속적으로 방출되는 양성자와 알파 입자의 흐름)을 통해 태양에 의해 공급됩니다. 수성 대기에는 헬륨보다 수소가 50배 적으며 이 전체 초희박 대기는 동적 평형 상태에 있습니다. 낮은 중력으로 인해 대기의 원자는 수성에 의해 지속적으로 손실되지만 "태양풍"의 새로운 양성자, 알파 입자 및 전자로 대체됩니다.
수성의 이미지를주의 깊게 살펴보면 그 표면이 달 표면과 어떤면에서 다르다는 것을 알 수 있습니다. 여기 수성에서는 대륙 구호가 거의 모든 곳에서 볼 수 있으며 열의 바다라고 불리는 "바다"는 단 하나뿐입니다. 또한 달에서는 발견되지 않는 수성에는 소위 급경사라고 불리는 특별한 구호 형태가 있습니다. 이들은 높이 2-3km, 길이가 수십만 킬로미터에 달하는 절벽으로, 표면에서 일반적으로 구별할 수 없는 두 부분을 분리합니다. 그러한 단층 형성은 아마도 수성의 진화적 압축 과정에서 발생한 것으로 보인다.
많은 사실에 따르면 달과 마찬가지로 수성은 원래 매우 뜨겁고 녹은 상태였습니다. 수성의 이미지에는 용암이 분출된 수많은 흔적이 있습니다. 수성의 화산 활동이 여전히 높을 가능성이 있습니다.
수성 표면층과 내부의 화학적 구성은 지금까지 간접적인 데이터를 통해서만 판단할 수 있습니다. 수성 레골리스(표면층)의 반사율은 그것이 달 토양과 동일한 암석으로 구성되어 있음을 나타냅니다. 수성의 평균 밀도(5.44g/cm3)는 상당히 높습니다. 이는 수성이 전체 질량의 62%를 차지하는 뜨겁고 녹은 철-니켈 코어를 가지고 있음을 의미합니다. 이 핵의 반경은 1840km에 가까우므로 수성은 구조가 지구와 유사합니다.
수성의 핵은 약 600km 두께의 규산염 껍질로 둘러싸여 있으며, 표면층의 밀도는 달의 밀도(3.0~3.3g/cm3)와 비슷합니다. 일반적으로 이 두 우주체 사이의 유사성은 너무 커서 누군가가 달을 수성으로 바꾸면 지구인들은 아마도 그것을 알아차리지 못할 것입니다.
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오랫동안 수성은 프랑스에서 관찰되었습니다. 처음에는 Meudon의 Antoniadi에 의해, 나중에는 Pic de Midea의 Dolphus에 의해 관찰되었습니다. 모든 관찰자들은 수성이 축을 중심으로 천천히 회전하며 사소한 진동을 제외하고는 항상 한쪽이 태양을 향하고 있다는 데 동의합니다. 따라서 Dollfuss에 따르면 88일인 수성의 자전 주기는 태양 주위를 도는 행성의 항성 주기에 대한 1/10000의 정확도와 같습니다. 태양은 행성의 한쪽 면만 비추기 때문에 Sclaparelli와 Antoniade는 저녁에 수성을 관찰하고 아침에 Dolphus를 관찰했습니다. Sclaparelli와 Antoniade의 지도를 Delfus의 지도와 비교하려면 약 15° 회전해야 합니다. Delfus는 수성의 적도와 황도의 경사각이 7°라는 점을 고려하면 관찰된 세부 사항이 일치할 수 있다고 믿습니다.
광학 해상도는 약 0"3, 즉 수성의 겉보기 직경의 1/13-1/20이므로, 이 수치는 지구 표면에서 관찰된 거의 모든 세부 사항을 분명히 나타냅니다.
언뜻 보기에 수성의 세 차트를 모두 비교하면 관찰자들의 관찰이 서로 다르다는 것을 알 수 있지만, 좀 더 주의 깊게 살펴보면 가장 중요한 특징이 일치함을 알 수 있습니다. 두 사람이 같은 방법으로 잘 보이지 않는 물체를 그리는 일은 결코 없습니다. 관측 천문학에 대한 이 중요한 사실을 확인하려면 세부 사항이 거의 보이지 않을 정도의 거리에 이 지도 중 하나를 배치하고 보이는 내용을 스케치하십시오. 그림을 원본과 비교하면 놀라운 결과가 나올 수 있습니다. 수성 표면에 실제로 바다와 분화구가 있는지 여부는 알 수 없지만 수성의 표면이 여러 면에서 달 표면과 유사하다는 것은 의심의 여지가 없습니다. 그러나 수성의 평균 시각적 알베도(0.14)는 달의 두 배입니다.
수성 대기의 존재를 증명하려는 시도는 일반적으로 부정적인 결과를 가져왔지만, 때때로 관측자들은 밝고 희끄무레한 구름이 더 어두운 부분을 흐리게 하고 있다는 의혹을 표명했습니다. 수성의 탈출 속도는 3.7km/초에 불과하며 표면 온도는 달보다 훨씬 높을 수 있습니다. 결과적으로 가장 따뜻한 가스만이 행성 표면에 남을 수 있습니다. 마찬가지로, 태양 폭풍 중에 방출되는 입자는 달의 경우보다 훨씬 더 많이 수성의 잔류 대기 원자를 녹아웃시켜야 합니다. 수성이 낫 형태로 관찰될 때 그 뿔은 기하학적 가장자리를 넘어 확장되지 않습니다. 이는 대기 중 산란이나 굴절과 같은 중요한 황혼 효과가 없음을 나타냅니다. 그러나 Delfus는 뿔에서 나오는 빛이 약간 과도한 편광을 특징으로 한다고 믿습니다. 이 효과가 대기의 존재로 인한 것이라면 후자는 전체적으로 지구 대기의 1/300을 넘지 않습니다. Pettit(Vileon 산 및 Balomar 산 관측소)는 수성의 적외선 측정을 통해 근일점의 아태양점 온도가 크게 증가하여 415°C에 도달한다는 사실을 발견했습니다. 원일점에서는 약 285°C입니다. 415°C에서는 주석과 납이 녹습니다. 심지어 아연도 녹는점(419OC)에 가깝습니다. 따라서 명왕성보다 훨씬 더 정당하게 수성은 지하 세계의 신의 이름을 따서 명명될 수 있습니다.
매우 높은 온도와 대조적으로, 수성의 태양을 향한 쪽, 즉 영원히 어두운 쪽은 온도가 매우 낮습니다. 열은 열전도도를 통해 행성의 고체를 통해서만 침투할 수 있으며 이는 매우 느린 과정이거나 대기 잔재의 관례를 통해서만 가능하지만 후자는 가정할 수만 있습니다. 조명이 없는 반구의 온도는 절대 영도부터 계산하면 아마도 10°C를 초과하지 않을 것입니다. 그곳은 명왕성보다 훨씬 더 춥습니다. 따라서 수성은 두 극단의 행성 온도 값을 결합한 일종의 "분열된 성격"을 나타냅니다. 질소, 탄소, 이산화탄소, 산소 등의 가스가 어두운 면에서 포착되어 동결될 수 있는지 여부를 아는 것은 흥미롭습니다. 이 질문에 답하려면 우주 탐사선과 레이더 관측을 사용하여 더욱 엄격한 테스트가 필요합니다.
수성과 달의 매우 큰 유사성은 크기, 회전 특성, 대기의 희박성 및 외관으로 나타납니다. 이 두 몸체는 서로 다른 반사 각도에서 색상과 강도 측면에서 거의 동일하게 빛을 반사합니다. 표면에 수직으로 입사하는 광선은 입사 방향으로 매우 효과적으로 반사되지만, 빛이 큰 각도로 입사되면 반사가 매우 약해집니다. 반사된 빛의 편광이나 진동면도 수성과 달에서는 동일합니다. 이 모든 것이 우리에게 수성의 표면이 개별적인 세부 사항과 전체적으로 달 표면과 유사하다는 결론을 내릴 권리를 제공합니다. 수성의 표면이 불규칙하고 고르지 않다는 것은 의심의 여지가 없습니다.
수성의 평균 밀도는 비록 정확하게 결정되지는 않았지만 분명히 물의 밀도보다 거의 5.5배 더 높습니다. 지구의 밀도와 거의 같습니다. Urey의 계산에 따르면 수성의 질량은 작기 때문에 압축으로 인한 밀도 증가는 1~2%로 제한되며, 행성에서 제거되면 주요 구성 물질의 평균 밀도는 5.4가 됩니다. 지구의 경우 4.4. 결과적으로 수성의 무거운 원소 비율은 완전히 측정 가능한 철심이어야 합니다. 이 점에서 수성은 달과 매우 다르며 실제로 태양계에서 상당한 크기의 가장 밀도가 높은 몸체입니다. 고밀도를 초래한 진화 과정은 아직 완전히 이해되지 않았지만 의심할 여지없이 수성과 태양의 근접성과 관련이 있습니다.
4. 수은의 표면 기복
1974년 마이너 10호 우주선의 비행경로에서 수성 표면의 40% 이상이 4mm~100m 해상도로 촬영돼 달과 거의 같은 방식으로 수성을 볼 수 있게 됐다. 지구에서 어둡습니다. 풍부한 분화구는 표면의 가장 분명한 특징이며 첫인상은 달에 비유될 수 있습니다. 그리고 이러한 이미지를받은 직후에 보여준 전문가-셀렌 학자조차도 달의 사진으로 착각 한 것은 우연이 아닙니다.
실제로, 크레이터의 형태는 달 크레이터에 가깝고, 충돌의 원인은 의심할 여지가 없습니다. 크레이터의 대부분은 정의된 샤프트, 충돌 중에 부서진 물질의 분출 흔적을 가지고 있으며, 어떤 경우에는 특징적인 밝은 광선과 보조 분화구의 들판. 많은 분화구에서는 중앙의 언덕과 내부 경사면의 계단식 구조가 구별됩니다. 직경이 40-70km가 넘는 거의 모든 대형 분화구가 이러한 특징을 가질 뿐만 아니라 5-70km 범위 내에서 훨씬 더 많은 수의 작은 분화구도 있다는 것이 흥미 롭습니다. -여기에 보존된 분화구가 있습니다). 이러한 특징은 표면에 떨어지는 물체의 더 큰 운동 에너지와 표면 재료 자체에 기인할 수 있습니다.
분화구의 침식 정도와 평탄화 정도는 다양합니다. 예를 들어 명확하게 보이는 광선 구조는 그것이 작다는 것을 나타내지만 동시에 많은 크레이터의 가장자리는 거의 보이지 않습니다. 일반적으로 수성 분화구는 달 분화구에 비해 깊이가 얕습니다. 이는 달보다 수성의 중력 가속도가 더 크기 때문에 운석의 운동 에너지가 더 크다는 사실로도 설명할 수 있습니다. 따라서 충격 시 형성되는 크레이터는 분출된 물질로 더욱 효율적으로 채워집니다. 같은 이유로 2차 분화구는 달보다 중앙 분화구에 더 가깝게 위치하며 분쇄된 물질의 퇴적물이 1차 기복 형태를 덜 가려줍니다. 2차 분화구 자체는 달의 분화구보다 더 깊습니다. 이는 표면으로 떨어지는 파편이 중력으로 인해 더 큰 가속을 경험한다는 사실로 다시 설명됩니다.
달에서와 마찬가지로 기복에 따라 울퉁불퉁한 "대륙" 지역과 훨씬 더 부드러운 "바다" 지역을 구별할 수 있습니다. 후자는 주로 움푹 들어간 곳이지만 달보다 크기가 일반적으로 400-600km를 초과하지 않습니다. 또한 일부 유역은 주변 지형과 잘 구별되지 않습니다. 예외는 달의 유명한 비의 바다를 연상시키는 약 1300km 길이의 언급된 광대한 유역 카노리스(열의 바다)입니다. 아직 사진에 찍히지 않은 행성 표면의 나머지 큰 부분에 다른 유사한 분지가 있을 가능성이 있습니다. 골조의 부풀어오른 형태, 2차 분화구의 들판, 카노리스 분지 내부 표면의 구조를 보면 비의 바다가 형성될 때보다 형성 중에 더 많은 물질이 분출되었다고 가정할 수 있는 이유가 있습니다. 유출 가능성과 관련된 추가 침하 및 바닥 융기 과정은 이후에 마그마 및 등방 정렬이 발생할 수 있습니다.
- 태양계 행성 중에서 가장 작습니다. 수성은 별 주위를 빠른 속도로 회전합니다.
이 행성에 관한 대부분의 정보는 1974년 마리너 10호 우주선에 의해 획득되었습니다. 이것은 수성 행성을 연구하기 위해 보낸 유일한 탐사선입니다.
행성의 표면
마리너 10호가 수성을 촬영한 결과, 수성 표면에 분화구가 흩어져 있는 것으로 나타났습니다. 언뜻 보면 수성의 부조가 달과 비슷한 것 같습니다. 달의 고원을 연상시키는 공간을 보여주며, 근처에는 언덕이 없고 분화구 수가 적은 평야가 보입니다. 그것은 우리 행성 위성의 바다와 비슷합니다.
글쎄, 행성에는 매끄러운 공간이 형성되었습니다. 아마도 이것은 행성의 창자에서 뜨거운 암석이 방출되어 발생했을 것입니다. 대부분의 경우 수성의 구호에서 큰 선반이 발견됩니다. 그들은 말 그대로 수백 킬로미터의 표면을 잘라냈습니다. 이러한 선반의 높이는 수백 미터에서 최대 3km에 이릅니다. 이러한 지질 구조의 출현은 급격한 냉각과 그에 따른 행성의 온난화로 인해 발생한 지각 균열의 결과로 간주 될 수 있습니다. 이 모든 일은 수성이 형성되는 동안 일어났습니다.
행성의 창자에서
수성의 자기장은 약하고 그 강도는 지구 자기장의 1/100입니다. 나무껍질과 맨틀은 얇다. 밀도는 지구와 마찬가지로 5g/cm3 이상으로 높습니다. 이는 행성이 주로 무거운 원소로 구성되어 있음을 의미합니다. 질량의 거의 70%가 행성 반경의 4분의 3을 차지하는 철 함유 핵으로 구성되어 있다고 추정됩니다. 따라서 자기장이 어떻게 발생했는지 완전히 명확하지는 않지만 자기장이 존재한다는 사실이 설명됩니다. 아마도 코어 내부의 용융 금속이 직류 발전기 역할을 할 수도 있습니다. 지구의 창자에서도 똑같은 일이 일어납니다. 행성이 형성되는 순간부터 그러한 차원의 철 함유 핵을 가졌을 가능성은 거의 없습니다. 아마도 맨틀의 대부분은 태양계 존재 초기에 발생한 다른 천체와의 치명적인 충돌 중에 부서졌습니다.
수성의 궤도
수성의 궤도는 약 5,800만km이다. 태양으로부터. 편심 모양입니다. 우리가 궤도를 따라 움직일 때 태양까지의 거리는 최대 2,400만km까지 변한다는 점을 명심해야 합니다. 수성의 회전 속도는 약 48km/s입니다. 또한 행성의 위치에 따라 다릅니다. 원일점에서 수성은 38.7km/s의 속도로 이동하고 근일점에서는 56.6km/s로 이동합니다.
수성은 지구와 태양 사이에 위치하기 때문에 그 위상은 달의 위상과 공통점이 많습니다. 지구에 가장 가까운 지점에 있기 때문에 지구에서 최대 거리에 있을 때 달의 얇은 절반처럼 보이며 표면의 대부분이 잘 비춰집니다. 태양과의 근접성으로 인해 수성의 전체 위상을 보는 것은 사실상 불가능합니다. 수성의 궤도 평면은 지구 평면에 대해 7도의 경사를 가지며 태양과 지구 사이를 통과하는 동안 태양의 북쪽이나 남쪽으로 벗어납니다. 100년마다 약 14번 정도 수성이 태양 앞을 지나가는 것을 '통과'라고 합니다.
낮과 밤
수성은 자신의 축을 중심으로 매우 천천히 회전합니다.
태양 주위를 완전히 공전하는 동안 수성은 축을 중심으로 1.5회만 회전합니다. 행성의 태양일(이것은 축을 중심으로 한 회전을 의미하는 것이 아니라 태양이 한 번부터 두 번째로 나타날 때까지의 기간)은 수성 2년입니다.
축 주위의 느린 움직임으로 인해 수성의 반구는 오랫동안 태양을 향하고 있으므로 낮과 밤의 차이는 태양계의 다른 행성보다 훨씬 덜 뚜렷합니다. 밤에는 태양 반대쪽 반구의 온도가 -180도까지 떨어지지만 행성이 원일점에 있을 때 "오후"에는 +430도까지 올라갑니다. 회전축은 궤도면에 거의 수직이기 때문에 , 지구와 같이 수성의 계절에는 변화가 없습니다. 극 근처에는 햇빛이 전혀 침투하지 않는 곳이 있습니다.
또한보십시오:
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| 금성 - 태양으로부터의 거리 측면에서 태양계에서 두 번째로 큰 행성이자 지구에서 가장 가까운 행성입니다. 이것은 황혼과 아침에 하늘에서 (태양과 달 다음으로) 가장 밝은 빛입니다. 사람들은 옛날부터 금성의 존재에 대해 알고 있었지만 갈릴레오는 처음으로 이 행성의 금성의 위상을 관찰했습니다. 망원경을 사용하여. 망원경을 통해 최초로 관찰한 사람들은 그림에서 높은 산을 발견했습니다. |
