- 태양계의 행성, 그 궤도는 지구의 궤도 내부에 있습니다. 수성은 태양 근처에 있기 때문에 육안으로는 거의 보이지 않습니다. 실제로 수성은 일몰 2시간 후와 일출 2시간 후에 태양 근처에서 관찰할 수 있습니다.

수은은 ☿ 기호로 표시됩니다.

그럼에도 불구하고 수성은 적어도 약 5,000년 전 수메르 시대부터 알려졌습니다. 고전 그리스에서는 그가 해 뜨기 전에 샛별으로 나타났을 때 아폴로라고 불렀고, 일몰 직후 저녁 별으로 나타났을 때 헤르메스라고 불렀습니다.

20세기 말까지 수성은 가장 적게 연구된 행성 중 하나였으며 지금도 우리는 이 행성에 대한 정보가 충분하지 않다고 말할 수 있습니다.

따라서 예를 들어 하루의 길이, 즉 축을 중심으로 한 완전한 회전 기간은 1960년까지 결정되지 않았습니다.

수성은 크기와 부조면에서 달과 가장 비슷하지만,

수성은 부피의 약 61%를 차지하는 금속 코어로 훨씬 더 밀도가 높습니다(달의 경우 4%, 지구의 경우 16%).

수성의 표면은 거대한 암흑 용암 흐름이 없다는 점에서 달의 풍경과 다릅니다.

수성은 태양에 가깝기 때문에 지구에서 직접 본격적인 연구를 할 수 없습니다. 행성에 대한 보다 심층적인 연구를 위해 미국은 메신저("메신저" - 미디어에 표시된 대로)라는 이름의 우주선을 발사했습니다.

메신저는 2004년에 발사되어 2008년, 2009년에 행성을 지나 날아갔고, 2011년에 수성 궤도에 진입했습니다.

태양에 대한 수성의 근접성은 중력이 공간과 시간에 어떻게 영향을 미치는지에 대한 이론을 연구하는 데 사용됩니다.

수은의 주요 특성

수성은 태양계에서 태양에 가장 가까운 행성입니다.

평균 공전거리는 5,800만km로 1년 중 길이가 가장 짧고(공전주기 88일) 모든 행성에 비해 가장 강한 태양복사를 받는다.

수성은 태양계에서 가장 작은 행성이며 반경은 2,440km이며 목성의 가장 큰 위성인 가니메데 또는 토성의 가장 큰 위성인 타이탄보다 작습니다.

수성은 비정상적으로 밀도가 높은 행성이며 평균 밀도는 지구의 밀도와 거의 동일하지만 질량이 더 작기 때문에 자체 중력의 영향으로 덜 압축되고 자체 압축에 대해 수정됩니다. 수성의 밀도는 다음과 같습니다. 태양계의 어떤 행성과 비교해도 가장 높다.

수성 질량의 거의 3분의 2가 철심에 들어 있으며, 철심은 반지름이 약 2100, 즉 부피의 약 85%인 행성의 중심에서 뻗어 있습니다. 행성의 암석 외피 - 지각과 맨틀 층은 두께(깊이)가 300km에 불과합니다.

행성 수성 연구의 문제

지구에서 오는 수성은 태양에서 28° 이상 떨어진 곳에서 관측되지 않습니다.

수성의 공의회 기간은 116일입니다. 수평선에 눈에 보이는 근접성은 수성이 항상 보이는 이미지를 흐리게 하는 지구 대기의 난류를 통해 볼 수 있음을 의미합니다.

대기권 밖에서도 허블 우주 망원경과 같은 궤도를 도는 관측소에서 수성을 관찰하려면 특별한 설정과 고감도 센서가 필요합니다.

수성의 궤도는 지구 궤도 안에 있기 때문에 때때로 지구와 태양 사이를 직접 통과합니다. 행성이 밝은 태양 디스크를 가로지르는 작은 검은 점으로 관찰될 수 있는 이 현상을 통과 일식이라고 하며, 한 세기에 약 12번 발생합니다.

수성은 또한 우주 탐사선이 연구하는 것을 어렵게 만듭니다. 행성은 태양의 중력장 깊숙한 곳에 위치하고 있으며 지구에서 수성의 궤도에 진입하기 위해서는 우주선의 궤적을 형성하는 데 매우 큰 에너지가 필요합니다.

수성에 접근한 최초의 우주선은 1974-75년에 행성 주위를 3번의 짧은 비행을 한 마리너 10이었습니다. 그러나 그는 수성이 아니라 태양을 공전하고 있었습니다.

2004년 Messenger 우주선을 위해 수성으로 가는 후속 임무를 개발할 때 엔지니어들은 수년에 걸쳐 금성과 수성의 반복적인 비행에서 중력을 사용하여 복잡한 경로를 계산해야 했습니다. 요점은 열복사는 태양뿐만 아니라 수성 자체에서도 나오므로 수성을 연구하기 위해 우주선을 개발할 때 열복사에 대한 보호 시스템을 개발할 필요가 있다는 것입니다.

수은과 상대성 이론의 테스트.

수성은 아인슈타인의 상대성 이론의 일관성을 수행하고 다시 한 번 증명하는 것을 가능하게 했습니다. 결론은 질량이 공간과 속도에 영향을 주어야 한다는 것입니다. 실험은 다음과 같았다. 지구의 위치, 수성과 태양은 태양이 수성과 지구 사이에 있지만 직선이 아니라 약간 옆에 있는 위치가 됩니다. 지구에서 수성으로 보내진 전자기 신호는 수성에서 반사되어 다시 지구로 돌아옵니다 주어진 시간에 수성까지의 거리와 신호 전파 속도를 알면 과학자들은 수성에 보내는 신호가 휘어진다는 결론을 내렸습니다. 우주. 이 공간의 곡률은 태양의 거대한 질량의 영향을 받았는데, 즉 신호가 기존의 직선을 따르지 않고 태양 쪽으로 약간 빗나가게 되어 상대성 이론의 두 번째 중요한 확인이었습니다.

우주선 매리너 10호, 메신저의 데이터.

매리너 10호는 수성 근처를 세 번이나 날아갔지만 매리너 10호는 태양의 궤도에 있었다? 그리고 수성과 그 궤도는 부분적으로 수성 자체의 궤도와 일치하지 않았습니다. 이와 관련하여 행성 표면의 100 %를 연구하는 것은 불가능했으며 이미지는 전체 표면의 약 45 % 영역에서 촬영되었습니다. 행성. 수성에서 자기장이 발견되었고 과학자들은 그렇게 작은 행성과 그렇게 천천히 회전하는 행성이 그렇게 강력한 자기장을 가질 것이라고 예상하지 못했습니다. 스펙트럼 연구에 따르면 수성은 매우 희박한 대기를 가지고 있습니다.

임무 후 수성의 최초의 중요한 망원경 탐사 마리너 10 1980년대 중반에 대기에서 나트륨이 발견되었습니다. 또한, 보다 발전된 지상 기반 레이더의 연구로 인해 보이지 않는 반구의 지도가 생성되었습니다. 마리너 10특히 극 근처의 분화구에서 응결된 물질이 열리는데, 아마도 얼음일 수 있습니다.

2008년 연구에서 전령, 행성 표면의 1/3 이상에 대한 사진을 얻을 수 있었습니다. 이 연구는 행성 표면에서 200km 이내에서 이루어졌으며 이전에 알려지지 않은 많은 지질학적 특징을 고려할 수 있었습니다. 2011년 메신저는 수성의 궤도에 진입하여 연구를 시작했습니다.

수은의 분위기

행성은 매우 작고 온도가 높기 때문에 수성은 한 번 존재했더라도 대기를 유지할 수 있는 방법이 거의 없습니다. 수성 표면의 압력은 지구 표면의 압력인 1조분의 1 미만이라는 점에 유의해야 합니다.

그러나 발견된 대기 성분의 흔적은 행성 과정에 대한 단서를 제공했습니다.

마리너 10호는 소수의 헬륨 원자와 그 이상을 발견했습니다. 보다 적은수성 표면 근처의 원자 수소. 이 원자는 주로 태양풍에서 형성됩니다. 즉, 태양에서 하전된 입자의 흐름이지만 이러한 물질은 지속적으로 형성되고 있으며 지속적으로 태양계의 바깥 공간으로 다시 떠나고 있습니다. 물질이 몇 시간 이상 유지되지 않을 수 있습니다.

매리너 10호는 또한 망원경 관찰에 의해 나중에 발견된 나트륨, 칼륨, 칼슘과 함께 원자 산소를 발견했는데, 이는 수은의 토양 표면이나 운석의 충돌로부터 형성되었을 가능성이 있으며, 또는 태양풍 입자의 충격에 의해.

대기 가스는 일반적으로 수은의 밤에 축적되고 땀은 아침에 태양의 작용에 의해 발산됩니다.

많은 원자가 태양풍과 수성의 자기권에 의해 이온화됩니다. Mariner 10과 달리 Messenger 우주선에는 이온을 감지할 수 있는 장비가 있습니다. 2008년 메신저의 첫 번째 비행에서 산소, 나트륨, 마그네슘, 칼륨, 칼슘 및 유황 이온이 감지되었습니다. 또한 수은에는 나트륨 방출선을 볼 때 드러나는 독특한 꼬리가 있습니다.

태양에 가장 가까운 행성이 상당한 양의 얼음을 보유할 수 있다는 생각은 처음에는 이상하게 보였습니다.

그러나 수성은 예를 들어 혜성의 영향으로 인해 역사 전체에 걸쳐 물 매장량을 축적해야 했습니다. 뜨거운 수성의 표면에 있는 얼음은 즉시 증기로 변하고 개별 물 분자는 탄도 궤적을 따라 임의의 방향으로 이동할 것입니다.

계산에 따르면 물 분자 10개 중 1개는 결국 행성의 극지방에 집중할 수 있습니다.

수성의 자전축은 본질적으로 궤도면에 수직이기 때문에 극의 햇빛은 거의 수평으로 비칩니다.

이러한 조건에서 행성의 극은 끊임없이 그림자 속에 있으며 물 분자가 수백만 또는 수십억 년에 걸쳐 떨어질 수 있는 차가운 함정을 제공합니다. 극지방의 얼음은 점차 커질 것입니다. 그러나 분화구 가장자리에서 반사되는 태양 광선은 성장을 멈추고 운석 충돌로 인한 먼지와 파편으로 덮일 것입니다.

레이더 데이터는 반사층이 실제로 그러한 파편의 0.5미터 층으로 덮여 있음을 시사합니다.

수성의 뚜껑이 얼음으로 덮여 있거나 부분적으로 포함된 얼음으로 덮여 있다고 100% 확신하는 것은 불가능합니다.

또한 우주에서 매우 흔한 물질인 원자 황일 수도 있습니다.

수성에 대한 연구는 계속되고 있으며 시간이 지남에 따라 이 행성의 새로운 비밀이 밝혀질 것입니다.

수은 특성:

무게: 03302 x10 24kg

볼륨: 6.083 x10 10km 3

반경: 2439.7km

평균 밀도: 5427kg/m3

중력(ed): 3.7m/s

자유낙하 가속도: 3.7m/s

두번째 우주 속도: 4.3km/s

태양 에너지: 9126.6W/m2

태양으로부터의 거리: 57.91x 10 6km

시노딕 기간: 115.88일

최대 궤도 속도: 58.98km/s

최소 궤도 속도: 38.86km/s

궤도 기울기: 7 o

축을 중심으로 한 회전 주기: 1407.6시간

일광 시간 지속 시간: 4226.6시간

황도면에 대한 축의 기울기: 0.01o

지구까지의 최소 거리: 77.3 x 10 6 km

지구까지의 최대 거리: 221.9x 10 6km

조명 측의 평균 온도: +167 С

그늘진 쪽의 평균 기온: -187 С

지구와 비교한 수성의 크기:

이 기사는 다음을 설정하는 행성 수성에 대한 메시지 또는 보고서입니다. 특성이 행성의 매개변수, 대기, 표면, 궤도 및 흥미로운 사실에 대한 설명.

신들의 전령이기도 한 로마의 상업 신의 이름을 따서 명명된 행성 수성은 태양계의 중심에 가장 가깝습니다. 태양으로부터 (평균) 5,800만 km 떨어진 곳에 위치한 이 행성은 매우 뜨겁습니다.

매개변수 및 설명

태양으로부터의 최대 거리 7천만km
태양으로부터의 최소 거리 4600만km
적도 지름 4878km
평균 표면 온도 350 ° C
최고 온도 430 ° C
최저 온도-170 ° C
태양 주위의 혁명의 시간 88 지구의 날
지속 화창한 날 176 지구의 날

수성의 양쪽에는 대부분의 시간 동안 태양에 의해 조명되는 적도 근처의 영역이 있습니다. 이 두 영역을 수성의 "열극"이라고 합니다. 수은의 날에는 온도가 매우 크게 변합니다. 낮에는 행성의 표면이 평균 350°C, 때로는 430°C까지 따뜻해집니다. 이 온도에서 주석과 납이 녹습니다. 밤에는 표면 근처의 층이 -170 ° C까지 냉각됩니다.

이러한 급격한 온도 변동의 주된 이유는 지구와 달리 수성은 낮에는 열을 흡수하고 밤에는 행성이 식지 않는 대기가 거의 없기 때문입니다.

오랫동안 천문학자들은 수성에 대기가 전혀 없다고 믿었지만 지금은 이 행성이 극도로 희박하기는 하지만 여전히 가스 봉투를 가지고 있다는 것이 알려져 있습니다. 대부분이 나트륨과 헬륨으로 구성되어 있으며 수소와 산소의 불순물이 약간 있습니다(그림 1 참조).

쌀. 1. 수성의 대기

고온과 고온으로 인해 저기압액체 물은 수성에 존재할 수 없습니다. 그러나 지구와 마찬가지로 이곳의 물은 극지방에서 얼음 형태입니다. 태양이 전혀 보이지 않는 행성의 일부 극지방에서는 온도가 지속적으로 -148 ° C에 머물 수 있습니다.

따라서 수성의 유기적 생명체는 불가능합니다.

행성의 표면

이 대격변은 분명히 수성을 크게 가열했으며 운석 폭격이 끝났을 때 행성이 식고 수축하기 시작했습니다. 압축으로 인해 표면에 주름이라고 불리는 길고 구불구불한 절벽이 나타납니다. 흉터... 어떤 곳에서는 높이가 3km에 달할 수 있습니다.

지구와 마찬가지로 수성의 상대적으로 얇은 지각은 크고 무거운 철을 함유한 핵을 둘러싸고 있는 두꺼운 맨틀 층을 덮고 있습니다. 수은의 평균 밀도는 매우 높습니다. 이것은 행성의 핵이 나머지 부분에 비해 매우 크고 무겁다는 것을 암시합니다. 천문학자들은 수성의 핵이 부피의 약 42%인 반면 지구의 핵은 17%에 불과하다고 주장합니다.

타원형 궤도

수성은 태양계의 다른 어떤 행성보다 빠른 88일 동안 태양을 공전합니다. 나머지 행성과 마찬가지로 수성은 원형 궤도가 아니라 길쭉한 또는 타원형으로 태양 주위를 공전합니다.

태양이 이 궤도의 중심에 있지 않기 때문에 태양과 다른 지점에 있는 수성 사이의 거리는 매우 다릅니다. 수성이 태양에 가장 가까운 지점을 근일점, 수성이 태양에서 가장 멀리 떨어져 있는 지점은 아펠리온.

수성의 궤도면은 지구의 궤도와 관련하여 눈에 띄게 기울어지기 때문에 한 세기에 수십 번 이상 우리 행성과 태양 사이를 통과하는 경우는 거의 없습니다.

수성은 태양을 중심으로 회전할 뿐만 아니라 자체 축을 중심으로 회전합니다. 이것은 매우 천천히 발생합니다. 수성의 하루는 지구의 176일 동안 지속됩니다. 수성이 근일점에 가까워지면 매우 특이한 일이 발생합니다. 행성의 운동은 태양에 접근함에 따라 가속되기 때문에, 이 부분에서 궤도에 있는 수성의 운동 속도는 축을 중심으로 한 행성의 회전 속도를 초과합니다. 그러한 시간에 수성에 있었다면 동쪽에서 뜨는 태양이 어떻게 하늘을 지나 서쪽으로 지는지 알게 될 것입니다. 그런 다음 수평선 위에 다시 나타나서 지구의 며칠 동안 하늘을 가로질러 움직일 것입니다. 반대 방향으로 갔다가 다시 사라졌습니다.

수성은 태양에서 가장 멀리 떨어져 있을 때 가장 잘 보입니다. 이것은 1년에 약 3번 발생합니다.

우리가 수성에 대해 가지고 있는 대부분의 정보는 레이더와 우주 탐사선에서 나온 것입니다. 또한 1970년대 중반 미국이 발사한 매리너 10호는 수성에 반복적으로 접근해 수성 표면의 영상을 지구로 전송했다.

2004년 8월 3일, 메신저 탐사선은 케이프 커내버럴에서 발사되었는데, 이 탐사선은 여전히 ​​태양계에서 가장 작은 행성의 궤도를 돌고 있습니다.

몇 가지 흥미로운 사실

• 수성은 태양에 최대한 근접했음에도 불구하고 태양계에서 가장 뜨거운 행성이 아니므로 손바닥을 금성에게 양도합니다.

• 수성은 위성이 없습니다.

지구와 비교할 때 수성은 그렇게 크고 조밀한 대기를 가지고 있지 않습니다. 표면에서 가장 작은 암석형 행성은 중력이 약하여 총 지구의 38%에 불과합니다. 최대 화씨 800도(섭씨 약 450도)의 높은 낮 표면 온도는 수성의 대기의 흔적을 증발시킨 지 오래되어야 합니다. 그러나 MESSENGER 우주선의 최근 비행은 표면 근처의 얇은 가스 층이 수성에서 어떻게 든 보존되어 있음을 분명히 보여주었습니다. 그런데 이 분위기는 어디서 오는 걸까요?

NASA 우주 비행 센터의 제임스 A. 슬라빈(James A. Slavin)은 "수성의 대기는 너무 얇아서 무언가가 채워지지 않았다면 이미 오래전에 사라졌을 것"이라고 말했다.

태양풍은 대기의 강력한 파괴자가 될 수 있습니다. 플라즈마라고 하는 전기적으로 대전된 입자의 얇은 가스는 초당 약 250~370마일(약 400~600km/초)의 속도로 태양 표면에서 지속적으로 이를 분출합니다. Slavin에 따르면 이것은 "중얼거림(muttering)"이라는 과정을 통해 수성 표면에서 다시 들어올려질 만큼 충분히 빠릅니다.

그러나 흥미로운 것은 수성의 자기장이 이것을 방지한다는 것입니다. 2008년 1월 14일 MESSENGER의 첫 번째 시범 비행은 행성에 지구 자기장이 있음을 확인했습니다. 지구와 마찬가지로 자기장은 행성 표면에서 하전 입자를 편향시켜야 합니다. 그러나 특정 조건에서 지구 자기장은 태양풍이 표면에 부딪힐 수 있는 구멍을 확대할 수 있습니다.

2008년 10월 6일 두 번째 시연 비행 중 MESSENGER는 수성의 자기장이 실제로 극도로 누출될 수 있음을 발견했습니다. 우주선자기 "토네이도"(행성 자기장과 행성간 공간을 연결하는 꼬인 자기장 묶음) 폭이 500마일 또는 행성 반경의 1/3인 자기 "토네이도"와 충돌했습니다.

"이 '토네이도'는 태양풍에 의해 운반되는 자기장이 수성의 자기장과 결합할 때 형성됩니다."라고 Slavin은 말했습니다. "이 구부러진 자속관은 태양풍이 수성 표면에 들어와 직접 영향을 미칠 수 있는 행성의 자기 보호막에 열린 창을 형성합니다."

이 다이어그램은 자기장에 의해 수성에 형성된 자기 토네이도를 보여줍니다. 분홍색 영역은 자기권계면이라고 하는 자기장의 가장자리를 보여줍니다.

금성, 지구, 심지어 화성도 수성보다 두꺼운 대기를 가지고 있으므로 태양풍은 이러한 행성의 상부 대기에만 영향을 미칩니다.

"자기 재연결"이라고 하는 행성간 자기장과 행성 자기장을 연결하는 과정은 우주 전반에 걸쳐 일반적입니다. 이것은 또한 지구의 자기장에서도 발생하며, 여기서 그녀는 또한 자기 토네이도를 생성합니다. 그러나 MESSENGER의 관찰에 따르면 수성의 "재연결" 비율은 10배 더 높았습니다.

이제 수성이 한때 금성의 위성이었다는 생각이 널리 퍼져 있습니다.

이 가설은 19세기 말에 태어났습니다. 이 가설은 수성에 대한 최초의 우주선 비행이 내부 구조의 여러 특징을 드러낼 때까지 진지하게 받아들여지지 않았습니다. 수성은 다른 행성과 마찬가지로 그 궤도에서 형성되었다는 가정으로 설명하기 어렵습니다. 더욱이, 행성의 형성에 대한 정확한 계산은 수성이 지금의 위치에서 형성될 수 없다는 결론을 이끌어 냈습니다. 적절한 계산이 수행되어 수성이 약 400,000km의 반 장경 (달 궤도의 반 장축은 385,000km) 궤도에서 금성의 위성으로 형성되었다는 가정이 이루어졌습니다. 수성의 큰 덩어리는 지구-달 시스템에서보다 훨씬 더 큰 조석 효과를 일으켰습니다. 이것은 금성과 수성의 자전의 급속한 감속과 그들의 장의 급속한 가열을 보장했습니다. 금성 - 수성 시스템에 대한 지구의 조석 효과는 특히 금성이 하부 결합(즉, 태양과 지구 사이)에 있을 때 항상 같은 면에서 지구를 향한다는 사실로 이어졌습니다. ... 이것은 금성-수성 시스템과 그 붕괴의 총 에너지를 증가시킵니다. 수성은 독립 행성이 됩니다.

(명왕성과 같은) 수성의 궤도는 황도 및 큰 이심률에 대한 큰 경사로 인해 다른 행성의 궤도와 다릅니다.

수성의 궤도는 강하게 연장되어 있으므로(그림 47), perigelia(태양에서 가장 작은 거리)에서 행성은 aphelion(태양에서 가장 먼 거리)보다 훨씬 빠르게 움직입니다. 이것은 놀라운 효과로 이어집니다. 경도 0°와 180°에서는 하루에 3번의 일출과 3번의 일몰을 관찰할 수 있습니다. 사실, 이것은 수성이 근일점을 지나고 표시된 경도에서만 발생합니다.

수성은 표면의 물리적 조건의 독창성을 결정하는 태양에 가장 가까운 행성입니다(태양과의 거리는 지구보다 2.5배 작음). 외형적으로는 달과 별로 유사하지 않다(그림 48). 표면에도 분화구가 점재하고 바다가 있으며 달의 다른 형태의 렐레파도 관찰된다. 정오, 즉 태양이 정점에 있는 곳에서 온도는 750K(450°C)에 도달하고 자정에는 80-90K(-180°C)로 떨어집니다. 태양과의 근접성으로 인해 표면에 대한 훨씬 더 강렬한 폭격은 달과 수성 레골리스의 유사성을 결정합니다. 수성은 달과 마찬가지로 질량이 낮기 때문에 대기가 없습니다. 사이트에서 가져온 자료

계산에 따르면 달이나 수성은 대기를 가질 수 없습니다. 그럼에도 불구하고 수성은 분위기가 있습니다! 사실, 그것은 세상의 것과 전혀 닮지 않습니다. 우선 극히 드물다. 그녀의 압력은 5입니다. 10 지구 표면보다 11배 적습니다. 수성의 대기는 흐르는 강과 같습니다. 그것은 태양풍의 원자를 포착하여 지속적으로 보충되고 지속적으로 흩어집니다. 평균적으로 각 헬륨 원자는 수성 표면에 200일 동안 유지됩니다. 행성 표면의 1cm 2 당 전체 대기의 원자 수는 4 이하입니다. 10 14 (지구에서 - 10 25) 헬륨 원자와 30배 적은 수소 원자. 현대 기술은 그러한 진공을 달성할 수 없습니다.

우리 행성 목록의 첫 번째 장소 태양계수성이 차지합니다. 다소 작은 크기에도 불구하고 이 행성은 우리 별에 가장 가깝고 우리 별에 가장 가까운 우주체라는 영예로운 역할을 했습니다. 그러나이 위치는 매우 성공적이라고 할 수 없습니다. 수성은 태양에 가장 가까운 행성이며 우리 별의 열렬한 사랑과 따뜻함의 완전한 힘을 견뎌야합니다.

행성의 천체 물리학적 특성과 특징

수성은 금성, 지구, 화성과 함께 지구형 행성에 속하는 태양계에서 가장 작은 행성입니다. 행성의 평균 반지름은 2439km에 불과하고 적도 지역에서 이 행성의 지름은 4879km입니다. 크기는 행성을 태양계의 다른 행성들 중에서 가장 작을 뿐만 아니라 작게 만든다는 점에 유의해야 합니다. 그것은 가장 큰 위성 중 일부보다 크기가 훨씬 작습니다.

목성의 위성인 가니메데와 토성의 위성인 타이탄은 지름이 5000km가 넘는다. 목성의 위성 칼리스토는 수성과 거의 같은 크기입니다.

이 행성의 이름은 무역을 후원하는 고대 로마의 신인 코가 빠르고 민첩한 수성의 이름을 따서 명명되었습니다. 이름의 선택은 우연이 아닙니다. 작고 날렵한 행성이 하늘을 가로질러 가장 빠르게 움직입니다. 우리 별 주위의 궤도 경로의 이동과 길이는 지구에서 88일이 걸립니다. 이 속도는 행성이 우리 별과 가까운 위치에 있기 때문입니다. 이 행성은 태양으로부터 4600만~7000만km 이내의 거리에 있습니다.

행성의 작은 크기에 다음과 같은 행성의 천체 물리학적 특성을 추가해야 합니다.

• 행성의 질량은 3 x 1023kg 또는 우리 행성 질량의 5.5%입니다.
• 작은 행성의 밀도는 지구의 밀도보다 약간 낮으며 5.427g/cm3입니다.
• 그것에 대한 중력 또는 중력 가속도는 3.7m / s2입니다.
• 행성의 표면적은 7500 만 평방 미터입니다. 킬로미터, 즉 지구 표면적의 10%에 불과합니다.
• 수성의 부피는 6.1 x 1010km3 또는 지구 부피의 5.4%입니다. 18개의 그러한 행성이 우리 지구에 들어맞을 것입니다.

자체 축을 중심으로 한 수성의 회전은 지구의 56일의 빈도로 발생하는 반면 수성의일은 지구 1년의 반 동안 행성 표면에서 지속됩니다. 다시 말해, 수성의 날 동안 수성은 176일 동안 태양 광선에서 가열됩니다. 이 상황에서 행성의 한 면은 극한의 온도로 가열되는 반면 수성의 뒷면은 이 때 냉각되어 우주의 한랭 상태가 됩니다.

수성의 궤도 상태와 다른 천체와 관련된 행성의 위치에 대한 매우 흥미로운 사실이 있습니다. 지구에는 계절의 변화가 거의 없습니다. 즉, 덥고 더운 여름에서 치열한 우주 겨울로의 급격한 전환이 있습니다. 이것은 행성이 궤도면에 수직인 회전축을 가지고 있기 때문입니다. 행성의 이러한 위치의 결과로 표면에는 태양 광선이 절대 닿지 않는 영역이 있습니다. 마리너 우주 탐사선에서 얻은 데이터에 따르면 달에서처럼 수성에서도 사용 가능한 물이 발견되었으며 실제로는 얼어붙어 행성 표면 깊숙이 위치한 수성입니다. 현재로서는 극지방과 가까운 지역에서 이러한 유적이 발견될 수 있는 것으로 여겨진다.

행성의 궤도 위치를 특징 짓는 또 다른 흥미로운 속성은 태양 주위의 행성의 움직임과 자체 축을 중심으로 한 수성의 회전 속도 사이의 불일치입니다. 행성은 일정한 회전 주파수를 가지고 있지만 다른 속도로 태양 주위를 돌고 있습니다. 근일점 근처에서 수성은 행성 자체의 회전 각속도보다 빠르게 움직입니다. 이 불일치는 흥미로운 천문학적 현상을 유발합니다. 태양은 서쪽에서 동쪽으로 반대 방향으로 수성 하늘에서 움직이기 시작합니다.

금성이 지구에 가장 가까운 행성으로 간주된다는 사실을 감안할 때, 수성은 종종 "샛별"보다 우리 행성에 훨씬 더 가깝습니다. 이 행성에는 위성이 없기 때문에 우리 별과 함께 훌륭하게 고립되어 있습니다.

수성의 대기: 기원과 현재 상태

태양에 가까운 위치에도 불구하고 행성의 표면은 별과 평균 5-7천만 킬로미터 떨어져 있지만 가장 중요한 일일 온도 강하가 관측됩니다. 낮에는 행성의 표면이 섭씨 427도인 뜨거운 프라이팬 상태로 가열됩니다. 우주의 추위가 밤에 이곳을 지배합니다. 행성의 표면은 온도가 낮고 최대 온도는 섭씨 영하 200도에 이릅니다.

이러한 극단적인 온도 변동의 원인은 수은 대기의 상태에 있습니다. 그것은 극도로 희박한 상태에 있으며 행성 표면의 열역학적 과정에 영향을 미치지 않습니다. 대기압은 여기에서 매우 낮고 10-14bar에 불과합니다. 대기는 태양과 관련된 궤도 위치에 의해 결정되는 행성의 기후 상황에 매우 약한 영향을 미칩니다.

기본적으로 행성의 대기는 헬륨, 나트륨, 수소 및 산소 분자로 구성됩니다. 이 가스는 태양풍 입자에서 행성의 자기장에 의해 포착되거나 수성 표면의 증발에서 비롯되었습니다. 수성 대기의 희박함은 자동 궤도 관측소뿐만 아니라 현대 망원경을 통해서도 수성의 표면을 명확하게 볼 수 있다는 사실에 의해 입증됩니다. 행성 위에 구름이 없어 태양 광선이 수성 표면에 자유롭게 접근할 수 있습니다. 과학자들은 수성 대기의 그러한 상태가 행성과 별의 가까운 위치, 즉 천체 물리학 적 매개 변수로 설명된다고 믿습니다.

오랫동안 천문학자들은 수성의 색이 무엇인지 몰랐습니다. 그러나 망원경을 통해 행성을 관찰하고 우주선에서 얻은 이미지를 조사한 과학자들은 회색의 매력이 없는 수성 원반을 발견했습니다. 이것은 행성의 대기와 암석 지형이 부족하기 때문입니다.

자기장의 강도는 분명히 태양이 행성에 미치는 중력의 영향을 저항할 수 없습니다. 태양풍은 행성의 대기에 헬륨과 수소를 공급하지만 지속적인 가열로 인해 가열 가스는 다시 우주로 소산됩니다.

행성의 구조와 구성에 대한 간략한 설명

이러한 대기 상태에서 수성은 행성 표면에 떨어지는 우주 물체의 공격으로부터 스스로를 방어할 수 없습니다. 행성에는 자연 침식의 흔적이 없으며 우주 과정이 표면에 영향을 미칠 가능성이 더 큽니다.

다른 지구형 행성과 마찬가지로 수성은 자체적으로 고체를 가지고 있지만, 주로 규산염으로 구성된 지구와 화성과 달리 70%가 금속으로 구성되어 있습니다. 이것은 행성과 그 질량의 다소 높은 밀도를 설명합니다. 많은 물리적 매개변수에서 수성은 우리의 위성과 매우 유사합니다. 달과 마찬가지로 행성의 표면은 빽빽한 대기가 없고 우주의 영향에 열려 있는 생명이 없는 사막입니다. 동시에 지구의 지질학적 매개변수와 비교할 때 행성의 지각과 맨틀은 얇은 층을 가지고 있습니다. 행성의 내부는 주로 무거운 철심으로 대표됩니다. 그것은 완전히 녹은 철로 이루어져 있고 전체 행성 부피의 거의 절반과 행성 직경의 3/4을 차지하는 핵을 가지고 있습니다. 규산염으로 대표되는 두께가 600km에 불과한 미미한 두께의 맨틀만이 행성의 핵과 지각을 분리합니다. 수성 지각의 층은 두께가 다르며 100-300km 범위에서 다양합니다.

이것은 행성의 매우 높은 밀도를 설명하며, 이는 비슷한 크기와 기원의 천체에는 특징이 없습니다. 녹은 철심의 존재는 수성에게 태양풍에 대항할 만큼 충분히 강한 자기장을 제공하여 하전된 플라즈마 입자를 포착합니다. 이러한 행성 구조는 코어가 전체 행성 질량의 25-35%를 차지하는 태양계의 대부분의 행성에서 특징적이지 않습니다. 아마도 그러한 수은학은 행성 기원의 특성으로 인해 발생합니다.

과학자들은 행성의 구성이 수성의 기원에 의해 크게 영향을 받았다고 믿습니다. 한 버전에 따르면, 그것은 금성의 이전 위성으로, 이후에 회전 모멘트를 잃어버렸고 태양 중력의 영향으로 강제로 자신의 길쭉한 궤도로 이동하게 되었습니다. 다른 버전에 따르면, 45억 년 전 형성 단계에서 수성은 금성 또는 다른 행성과 충돌했으며 그 결과 수성 지각의 대부분이 날아가서 우주에 흩어졌습니다.

수성의 기원에 대한 세 번째 버전은 금성, 지구 및 화성이 형성된 후 남은 우주 물질의 잔해로 행성이 형성되었다는 가정에 기반합니다. 무거운 원소, 주로 금속이 행성의 핵심을 형성했습니다. 행성의 외부 껍질을 형성하기 위해 더 가벼운 요소는 분명히 충분하지 않았습니다.

우주에서 찍은 사진으로 보아 머큐리얼 활동의 시대는 흘렀다. 행성의 표면은 주요 장식이 크고 작은 크레이터로 이루어진 드문 드문 풍경으로, 수많은 수로 표시됩니다. Mercurian Valleys는 행성의 과거 화산 활동을 나타내는 응고된 용암의 광대한 지역입니다. 지각에는 지각판이 없으며 행성의 맨틀을 층으로 덮습니다.

수성의 분화구 크기는 놀랍습니다. 열평원(Plain of Heat)이라고 불리는 가장 크고 가장 큰 분화구의 지름은 150만 킬로미터가 넘습니다. 높이가 2km인 분화구의 거대한 칼데라는 이 크기의 우주체와 수성의 충돌이 우주 대격변의 규모를 가졌음을 시사합니다.

화산 활동의 조기 중단으로 인해 행성 표면이 급격히 냉각되고 기복이 심한 지형이 형성되었습니다. 지각의 냉각된 층이 낮은 층으로 기어들어가 비늘을 형성했고 소행성의 충돌과 큰 운석의 낙하는 행성의 표면을 더 손상시켰습니다.

수성을 탐사한 우주선과 기술

우리는 우리의 우주 이웃을 더 자세히, 더 자세히 연구할 기술적 능력 없이 오랫동안 망원경을 통해 우주의 천체, 소행성, 혜성, 행성의 위성 및 별을 관찰했습니다. 우리는 우주 탐사선과 우주선을 먼 행성으로 발사하는 것이 가능해지면서 이웃과 수성을 완전히 다른 방식으로 바라보았습니다. 우리는 태양계의 물체인 우주 공간이 어떻게 생겼는지에 대해 완전히 다른 아이디어를 얻었습니다.

수성에 관한 대부분의 과학적 정보는 천체 물리학 관찰에서 얻었습니다. 행성에 대한 연구는 새로운 강력한 망원경을 사용하여 수행되었습니다. 미국 우주선 "Mariner-10"의 비행으로 태양계에서 가장 작은 행성에 대한 연구에서 상당한 진전이 이루어졌습니다. 이러한 기회는 1973년 11월 천체 물리학 로봇 프로브가 장착된 아틀라스 로켓이 케이프 커내버럴에서 발사되었을 때 발생했습니다.

미국의 우주 프로그램 "Mariner"는 가장 가까운 행성인 금성과 화성까지 일련의 자동 탐사선을 발사한다고 가정했습니다. 첫 번째 장치가 주로 금성과 화성으로 향했다면, 그 길을 따라 금성을 연구한 마지막 열 번째 탐사선이 수성을 향해 날아갔습니다. 천체 물리학자들에게 행성 표면, 대기 구성 및 궤도 매개 변수에 대한 필요한 정보를 제공한 것은 작은 우주선의 비행이었습니다.

우주선은 플라이바이 궤적에서 행성을 조사했습니다. 우주선의 비행은 Mariner-10이 행성의 바로 근처에서 가능한 한 많이 통과할 수 있는 방식으로 계산되었습니다. 첫 비행은 1974년 3월에 이루어졌다. 이 장치는 700km의 거리에서 행성을 통과하여 가까운 거리에서 먼 행성의 첫 번째 사진을 찍었습니다. 두 번째 패스에서는 거리가 더욱 줄어들었습니다. 미국 탐사선은 48km 고도에서 수성 표면을 비행했습니다. 세 번째로 "Mariner-10"은 수성에서 327km 떨어져 있습니다. 마리너의 비행 결과 행성 표면의 이미지를 얻고 대략적인 지도를 그릴 수 있었습니다. 이 행성은 겉보기에 죽은 것처럼 보이고 척박하고 기존의 알려진 생명체에 적합하지 않은 것으로 판명되었습니다.

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