水星地质
水星地质的主要特征是撞击坑和类似月海的熔岩平原。其他主要的特征有很陡的斜坡和极区撞击坑底的矿物沉积（可能有冰）。目前一般认为水星表面已经没有地质活动。至今只有55%的水星表面可利用1974至1975年的水手10号和2008年的信使号绘制出详细的表面图。水星的内部被认为有一个占水星体积42%的巨大金属核心。因为水星有微弱但全球性的磁层，这是水星内部有液态金属的证据。
水星探测的困难
[编辑]
在太阳系的类地行星中，人们对水星的地质状况所知最少。因为水星极为靠近太阳，对于探测器是技术上的挑战；同时在地球上观测水星也相当困难。
事实上，对水星地质的了解长年以来都依赖水手10号在1974年和1975年三次飞掠水星所探测到的资料。
因为水星的轨道远比地球轨道靠近太阳，从地球发射探测船到水星在技术上是很大的挑战。从地球发射的水星探测船必须航行9100万英哩才能到达太阳的重力影响范围。 地球公转的轨道速度是30 km/s，探测船必须改变速度（ΔV）以进入郝曼转移轨道。向太阳移动时势能会转换成动能；此外还需要很高的ΔV才能进行飞掠水星以外的动作。为了使探测船成功降落或进入稳定轨道，探测船必须以火箭来减速，因为水星的大气层太稀薄，气阻减速并无太大功效。因此前往水星的探测器必须使用大量燃料，甚至多于太阳系脱离速度所需燃料。因此，目前只有水手10号和信使号探测水星。
此外，大量的太阳辐射和高温对于探测器也是毁灭性的环境。
水星探测的第二个困难是水星的自转周期是58天，使探测器只能探测水星白昼的半球。但很不幸的是，水手10号即使在1974年和1975年接近水星三次，每次飞掠时都只能穿测到相同区域。这是因为水手10号的轨道周期几乎与三个水星的恒星日相等，因此每次接近时只能观测相同区域。结果是水手10号测绘的水星表面少于45%。
因为水星离太阳相当近，因此在地球上观测相当困难，原因如下：
- 当天空亮度降低到可以使用望远镜时，水星总是在接近地平线的位置，这是容易受到大气层影像的位置。
- 哈伯太空望远镜和其他太空望远镜为了避免仪器损毁，一般不观测太阳附近的天区。
目前科学家们寄望NASA在2004年8月发射的信使号探测器在大约2011年3月进入环绕水星轨道后，探测的资料能让我们大幅增加对水星的认识。
水星地质历史
[编辑]
2. Mantle - 600km thick
3. Nucleus - 1,800km radius
水星的地质历史从最老到最年轻可以区分为：前托尔斯泰纪（pre-Tolstojan）、托尔斯泰纪（Tolstojan）、卡洛里纪（Calorian）、曼苏尔纪（Mansurian）和柯伊伯纪（Kuiperian）。这些是相对定年[1][2]。
水星在46亿年前形成以后受到大量彗星和小行星撞击。最后的强烈撞击阶段是后期重轰炸期，大约在38亿年前停止。有些区域或地块，例如卡洛里盆地，被水星内部流出的熔岩充填。因此形成了类似月海的坑洞内熔岩平原。
之后，当水星冷却和收缩时水星表面开始出现破裂并形成山脊；这些地表特征可以在水星表面其他地形特征较高的地方看到，例如撞击坑和熔岩平原，代表这是更年轻的地表特征。
水星的火山活动期在其地幔收缩到足以避免更多的岩浆从水星表面的破裂出流出为止。这可能发生在水星形成后七亿到八亿年之间。
在这之后，水星表面的地质作用是断续的撞击事件。
地质时间表
[编辑]
地表特征
[编辑]水星表面与月球相当类似，有类似月海的熔岩平原和大量撞击坑存在的高地。
水星撞击坑从小直径的碗形撞击坑到数百公里以上的多环结构撞击盆地。撞击坑的状态从相对年轻的放射状撞击坑到高度受侵蚀的撞击坑残余。水星撞击坑和月球不同的一点是水星撞击坑的喷发物延伸范围比月球的小很多，这是因为水星的表面重力是月球2.5倍的缘故[2]。
水星上目前所知最大的撞击坑是直径达到1550公里的卡洛里盆地[3]。另一个与卡洛里盆地大小相当，暂时名为史基纳卡盆地（Skinakas Basin）的撞击坑地球上目前只能观测到低分辨率的影像，且位于水手十号无法探测到的半球，目前信使号也无相对应区域的影像。造成卡洛里盆地的撞击能量相当巨大，对水星造成全球性影响。这个撞击造成熔岩的喷发并产生高度两公里多的同心圆环形山。卡洛里盆地的对跖点则是一个大区域的，类似丘陵地的“古怪地形”（Weird Terrain）。这个地形的形成，最著名的假说是撞击造成的震波在全水星上传递，在撞击点的对跖点辐合时，巨大的压应力会使水星表面破裂[4]。另一个较不有名的说法则是该地形是撞击时喷发物聚集在卡洛里盆地对跖点造成。另外，卡洛里盆地周围似乎形成了围绕撞击坑的浅同心圆凹陷盆地，而这些盆地是被平坦的平地填补（见下文）。
在水星影像中总共辨识出了15个撞击盆地。其他著名的撞击盆地有直径400公里，多环的托尔斯泰撞击坑，该撞击坑的喷发物从它的环形山外侧延伸了500公里，且它的底部有来自于平坦平原的物质沉积。贝多芬撞击坑也有类似大小的喷发物覆盖层，直径625公里[2]。
就像月球的撞击坑，水星的年轻撞击坑有明亮且相当明显的射纹系统（Ray system），是由喷发出的物质造成，而这些物质相对年轻，相较于周围较老的地区所受到的太空风化较少。
Pit-floor craters
[编辑]水星有些撞击坑底部有非圆形，不规则形状陷落或凹处的区域；这种撞击坑被称为"Pit-floor craters"。信使号团队成员认为这样的陷落是因为撞击坑下岩浆库塌陷造成。假如这说法是正确的，这些陷落区域是水星曾有火山活动的证据[5]。这样的撞击坑没有环形山构造，大多是不规则形状、坑壁坡度陡，且并无喷发物或熔岩流，但有其典型的颜色可区分。例如在普拉克西特利斯撞击坑（Praxiteles）底部可见到橘色区域[6]。一般认为这种撞击坑是浅层岩浆活动的产物，它可能是在地表下岩浆流到其他地方留下没有支撑的岩浆库顶，岩浆库顶塌陷造成。许多主要撞击坑都可见到此种特征，例如贝基特撞击坑、纪伯伦撞击坑、莱蒙托夫撞击坑等[7]。
平原
[编辑]- 撞击坑间平原（Inter-crater plains）是水星地表可见最古老区域[2]，早于重陨击区（heavily cratered terrain）。这些平原有平缓的起伏或小丘陵，且位于大撞击坑之间的区域。撞击坑间平原看起来已经有许多较早形成的撞击坑消失，且有少量直径小于30公里的撞击坑存在[8]。目前不清楚这些撞击坑是火山或陨击而形成[8]。撞击坑间平原大致平均分布在整个水星表面。
- 平坦平原（Smooth plains）则是类似月海的广大的平坦区域，存在于不同大小的低洼地区。值得注意的是，这类盆地在卡洛里盆地外形成一个广大的环。这种平原和月海明显不同的一点是，水星上的平坦平原有相同的反照率，且反照率比撞击坑间平原低。尽管平坦平原缺少火山地形特征，它们的位置和叶状的有色地质单位仍明确显示这些区域是因为火山形成。所有水星的平坦平原形成时间明显比卡洛里盆地晚，证据是因为这些区域的撞击坑密度比卡洛里盆地的喷发物来得低[2]。
卡洛里盆地的底部也被不同性质的平原填补，且坑底平原被山脊和破裂面分成多边形地形。目前尚不清楚原因是因为撞击事件造成的火山熔岩或者是大规模的撞击熔融区域[2]。
板块构造
[编辑]水星表面有个地表特征是大量的受压褶皱在水星的平原上纵横交错，一般认为是因为水星内部冷却收缩造成表面的变形。这些褶皱也可在其他地表特征的高处看见，例如撞击坑或平坦平原，这代表了折皱是较为年轻的特征[9]。水星表面也因为太阳潮汐力造成潮汐隆起，而太阳对水星的潮汐力比月球对地球的潮汐力强17% [10]。
地表特征术语
[编辑]撞击坑以外的水星地表特征名字如下：
- 反照率特征（Albedo features） － 明显有着不同反照率的区域
- 皱脊（Dorsum） － 山脊（参考水星山脊列表）
- 山脉（Montes） － 山脉（参考水星山脉列表）
- 平原（Planitia） － 大平原与平坦的区域（参考水星平原列表）
- 悬崖（Rupes） － 陡坡与悬崖（参考水星悬崖列表）
- 大峡谷（Vallis） － 凹地（参考水星凹地列表）
水星极区的高亮度区域与可能存在的水冰
[编辑]
水星第一次的电波观测是由位于波多黎各的阿雷西博天文台、美国加利福尼亚州的金石深空通讯体系（Goldstone Deep Space Communications Complex）、和位于美国新墨西哥州的甚大天线阵进行。位于加州金石的深空网络站址送出功率460 kW和频率8.51 GHz的电波讯号；讯号接收则是由甚大天线阵进行收集来自水星北极的去极化波。
水星表面雷达资料图则是用阿雷西博天文台进行。这次观测是使用功率420 kW的UHF波段（频率2.4 GHz），分辨率15公里。这次观测不只确定了水星表面有高反射率和去极化区域存在，也在极区新发现总共20个可以探测的新区域。目前假设这些现象是因为冰存在于表面。
因为水星相当靠近太阳，水星表面有冰一开始是被认为荒唐的。无论如何，这些高亮度区域很可能是冰；水星表面大部分由硅酸盐组成的岩石在亮度上产生的效应和这些高亮度区域相反 。水星表面冰的存在也许可以被另一个在地球上进行的雷达探测解释：在水星高纬度的撞击坑也许够深，可以让阳光无法直接照射。
水星南极一个大范围的高反射区正好位于赵孟𫖯陨石坑内，其他小撞击坑内也确认了高反射区。在水星北极数个比赵孟𫖯陨石坑小的撞击坑内也发现了高反射区。
水星表面的雷达波反射强度比纯冰来的低，这可能是因为水星上的尘埃沉积并未完全覆盖撞击坑或其他原因，例如一个薄的覆盖层。然而目前尚未有水星表面有冰存在的决定性证据。这些异常反射也可能是由同样有高反射率的金属硫酸盐矿物沉积造成。
水的来源
[编辑]
水星并非唯一撞击坑内有永久阴影的天体；月球南极的南极-艾托肯盆地也被发现有冰的存在（虽然目前有争议）。天文学家一般认为水星和月球的水冰一定是外来的，主要来源是彗星的撞击。目前知道在这些永久阴影有大量的冰。因此可以想见在陨石撞击时一定有水在撞击坑的永久阴影沉积。因为水星的转轴倾角相当稳定，且水星表面缺乏可以传热的大气层，一般认为水星永久阴影区内的冰可以保存数十亿年。
尽管冰会升华到真空的太空中，在水星撞击坑内永久阴影区的低温使升华速度相当慢，足以保存水冰数十亿年。水星极区撞击坑内阳光无法照射到的区域，温度可以低到-171°C，且温度不会上升到-106°C以上[来源请求]。
参见
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ Map of Mercury (PDF, large image; bilingual) (PDF). [2010-05-27]. （原始内容存档 (PDF)于2012-05-22）.
- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 P. D. Spudis. The Geological History of Mercury. Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago. 2001: 100.
- ^ Shiga, David. Bizarre spider scar found on Mercury's surface. NewScientist.com news service. 30 January 2008 [2010-05-27]. （原始内容存档于2008-05-04）.
- ^ Schultz P.H., Gault D.E. (1975), Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury, The Moon, vol. 12, Feb. 1975, p. 159-177
- ^ 存档副本. [2012-02-16]. （原始内容存档于2014-04-28）.
- ^ 存档副本. [2012-02-16]. （原始内容存档于2015-06-26）.
- ^ 存档副本. [2012-02-16]. （原始内容存档于2015-06-26）.
- ^ 8.0 8.1 8.2 R.J. Wagner; et al. Application of an Updated Impact Cratering Chronology Model to Mercury's Time-Stratigraphic System. Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago. 2001: 106 [2020-09-12]. （原始内容存档于2016-06-03）.
- ^ Dzurisin D. (1978), The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments, Journal of Geophysical Research, v. 83, p. 4883-4906
- ^ Van Hoolst, T., Jacobs, C. (2003), Mercury’s tides and interior structure, Journal of Geophysical Research, v. 108, p. 7.
- Stardate, Guide to the Solar System. Publicación de la University of Texas at Austin McDonald Observatory
- Our Solar System, A Geologic Snapshot. NASA (NP-157). May 1992.
- Fotografía: Mercury. NASA (LG-1997-12478-HQ)
西班牙文资料
[编辑]- Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física (Earth Sciences, an Introduction to Physical Geology), by Edward J. Tarbuck y Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).
- "Hielo en Mercurio" ("Ice on Mercury"). El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio ("The Universe, Encyclopedia of Astronomy and the Space"), Editorial Planeta-De Agostini, p. 141-145. Volume 5. (1997)
外部链接
[编辑]- Mariner 10 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- MESSENGER probe（页面存档备份，存于互联网档案馆）
- Mercury on Nineplanets.org （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- USGS Geology of Mercury （页面存档备份，存于互联网档案馆） Retrieved 5 August 2007
