Merkuri (planet)
Bu adın digər istifadə formaları üçün bax: Merkuri.

Merkuri və ya Ütarid — Günəş sistemində yerləşən ən kiçik və Günəşə ən yaxın olan planet. Yer qrupu planetlərə aid olan Merkuri Günəş ətrafında ən sürətlə dövr edən planetdir və 88 günə tam bir dəfə dövr edir. Buna baxmayaraq Merkuri öz oxu ətrafında çox yavaş hərəkət edir. 1 Merkuri günü Yerdə keçən 116 günə bərabərdir. Merkuri planetinin təbii peyki yoxdur. Planetin adı Roma mifologiyasında gəlir, ticarət və xəbər tanrısı hesab olunan Merkuridən qaynaqlanır.

Merkuri ☿
Kəşf edən bilinmir
Kəşf yeri bilinmir
Kəşf tarixi bilinmir
Şərəfinə adlandırılıb
 Merkuri
Orbital xarakteristikası
Afelisi 69816900 km.
0.466 697 AV
Perigelisi 46001200 km
0.307 499 AV
Periapsidi 46.001.270.441,315 m, 46.001.009 km
Apoapsidi 69.817.445.933,987 m, 69.817.445 km
Böyük yarımoxu
 57909050 km.
0.387 098 AV
Orbitinin ekssentrisiteti 0.205630
Sinodik fırlanma dövrü
 10.012.032 san.
Orta anomaliyası 3,1 radian
Əyilməsi 0,12226 radian
Qalxan milinin uzunluğu
 0,843531 radian
Perisentr arqumenti
 0,51 radian
Nəyin peykidir Günəş
Kəşf edilmiş peykləri yoxdur
Özünə xas
0,20563593
Fiziki xarakteristikaları
Ekvator radiusu
 4879,4 km
(0,38 x Yer)
Qütb sıxılması 0
Səthinin sahəsi
  • 74.800.000 km²
Həcmi 0,056 x Yer
Kütləsi 0,0553 x Yer
Orta sıxlığı
 5,427 g/cm3
(0,98 x Yer)
3,7 m/s2
(0,38 x Yer)
58,646 gün
Ekvatorial fırlanma sürəti
 47,362 km/saniyə
Oxunun maililiyi
 0,0324o
Şimal qütbünün meyllənməsi
 +61° 24′ 100″
Albedo 0,142
Temperatur min. 100 K, 440 K, maks. 700 K
Səth temp. min orta maks
Selsi -173 °C 167 °C 427 °C
1,9
Atmosfer
0,005 pikobar
Atmosfer tərkibi Molekulyar oksigen 42%
Natrium 29%
Hidrogen 22%
Helium 6%
Kalium 0.5%
Az miqdarda Arqon, Azot, , Su buxarı, Ksenon, Kripton və Neon

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 malikdir. O, Günəş ətrafında orbit üzrə bir dəfə keçdiyi yolu ikinci dəfə keçmir. 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. Bu səbəbdən də planet Günəş ətrafında iki dəfə dönərkən, Yerdən baxan müşahidəçi bir gün görmüş olacaqdır.

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 kosmik gəmisi Merkurinin quruluşu, atmosferi və mühiti haqqında məlumatlar toplamışdır. 2008-ci ilin avqust ayında kosmosa buraxılan kosmik gəmisinin (ing. Mercury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging) vəzifəsi planetin maqnit sahəsi, kimyəvi tərkibi və geologiyası haqqında məlumat toplamaqdır.

Fiziki xüsusiyyətləri

Daxili quruluşu

 
Merkurinin daxili quruluşu.

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

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

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 malik olduğu qeyd olunmuşdur. Nüvə təqribən 500–700 km qalınlığında olan silikat tərkibli mantiya ilə əhatələnmişdir. kosmik gəmisi və Yerdən aparılan müşahidələrdən əldə olunan məlumatlar Merkurinin təqribən 100–300 km qalınlığa malik olan qabığının olduğunu göstərmişdir. 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.

 
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 malik idi və indiki kütləsindən təqribən 2,25 dəfə artıq kütləsi vardı.Günəş sisteminin ilkin dövrlərində Merkuri təqribən kütləsinin 6-da 1-i qədər kütləyə malik olan bir neçə min kilometr ölçüsündə planetlə toqquşmuşdur. Bu toqquşma nəticəsində planetin əsas hissəsi olan nüvə yerində qalsa da, qabıq və mantiyanın böyük hissəsi qoparaq planetdən ayrılmışdır. Oxşar yanaşmaya Ayın formalaşması ilə bağlı ortaya atılan Böyük toqquşma fərziyyəsində də rast gəlmək olur. 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.

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. 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.

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

Səth geologiyası

 
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 məlumatlar ilk dəfə 1975-ci ildə kosmik gəmisinin uçuşu və Yerdən aparılan müşahidələr əsasında ətraflı öyrənilmişdi. Bu vaxta qədər Merkuri daxili planetlər arasında ən az öyrənilən planetdi. Daha sonra 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, daha sonra kraterə Apollodorus adı verilmişdir.

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.

 
Merkuri səthinin kosmik gəmisi tərəfindən çəkilmiş spektr görünüşü.

Merkuridəki adlar müxtəlif mənbələrdən gəlir. Adların çox az sayda hissəsi görkəmli 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.

Merkurinin səthi təqribən 4,6 milyard il bundan əvvəldən etibarən kometa və asteroidlərin ağır zərbələrinə məruz qalmağa başlamış və bu toqquşmalar , yəni 3,8 milyard il bundan əvvələ qədər davam etmişdir. Bu toqquşmalar nəticəsində Merkurinin səthində görünən irili-xırdalı zərbə kraterləri formalaşmışdır. Merkurinin sürtünmə təsiri yaradacaq qədər ciddi atmosferi olmadığı üçün bu proses daha da asanlaşmışdır. Bu müddət ərzində Merkuri vulkanik cəhətdən aktiv idi. Kaloris hövzəsi kimi Aydakı bazalt dənizlərinə bənzəyən yerlər maqma tərəfindən örtülmüşdür.

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

Zərbə hövzələri və kraterlər

 
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.Beynəlxalq Astronomiya İttifaqının qaydalarına görə yeni kəşf olunmuş kraterlərə ən azı üç il əvvəl dünyasını dəyişmiş və 50 il məşhur rəssam olmuş şəxslərin adları verilə bilər.

 
Abedin kraterinin görünüşü.

Merkurinin səthində məlum olan ən böyük krater 1550 km diametrə malik Kaloris hövzəsidir. Zərbə o qədər güclü olmuşdur ki, Kaloris hövzəsi yaranarkən lava püskürmələri baş vermiş və kraterin ətrafı 2 km hündürlüyündə konsentrik halqa ilə əhatə olunmuşdur. 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. Başqa nəzəriyyəyə görə isə Qəribə ərazinin yaranmasına Kaloris hövzəsindəki ecekta səbəb olmuşdur.

Ümumiyyətlə, Merkuri səthində 15 zərbə hövzəsi müəyyən olunmuşdur. Görkəmli hövzələrdən birinin ölçüsü 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.Ay kimi Merkurinin səthi də böyük ehtimalla Günəş küləyi, mikrometeoridlər və kosmik aşınmanın təsirlərinə məruz qalmışdır.

Düzənliklər

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

Merkuridə geoloji cəhətdən iki növ fərqli düzənlik zonalar vardır. Bunlardan birincisi kraterlərin daxilində olan düzənliklərdir. İkinci növ olan hamar düzənliklər isə müxtəlif ölçülərdə çökəkliklərin lava ilə doldurulması nəticəsində yaranmışdır və Aydakı bazalt dənizlərinə oxşayır. Xüsusilə də, Kaloris hövzəsinin ətrafı geniş ölçülü halqa ilə əhatələnmişdir. Aydakı bazalt dənizlərindən fərqli olaraq Merkurinin krater içində yerləşən düzənlikləri ilə hamar düzənliklər eyni albedoya malikdir. Bütün xüsusiyyətlərinin vulkanik olmamasına baxmayaraq yerləşməsi, quruluşu və yuvarlaqlığı vulkanik mənşəli olmasını deməyə əsas verir. 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.

Sıxılma xüsusiyyətləri

 
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. Merkurinin səthi Günəş tərəfindən Ayın Yerdə səbəb olduğu qabarma və çəkilmə təsirindən 17 dəfə daha güclü təsirlərə məruz qalır. Ay tədqiqat kosmik gəmisi tərəfindən Ay səthində də oxşar relyef formaları müəyyən olunmuşdur.

Vulkanologiya

tərəfindən çəkilən şəkillər nəticəsində Merkuri səthindəki piroklastik axınlara alçaq profilli qalxanvari vulkanların səbəb olduğu məlum olmuşdur. 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.

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

Səth şəraiti və ekzosfer

 
Merkurinin şimal qütbü ətrafındakı kraterlərin radar görünüşü.

Merkurinin səth istiliyi orta enliklərdə −173 °C-dən 427 °C-yə qədər dəyişir. Heç vaxt Günəş işığı düşməyən yerlərdə istilik −136 °C-yə qədər düşür. Bu qədər kəskin istilik fərqinin olmasının səbəbi Merkurinin istiliyi saxlaya biləcək dərəcədə sıx atmosferə malik 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. Merkurinin səthinə düşən Günəş işığı miqdarı 4,59–10,61 arasında dəyişir.

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. Buz radarın göndərdiyi dalğaları yüksək əks etdirmə xüsusiyyətinə malikdir. 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. Bu əks etdirmənin tək səbəbi buzun mövcudluğu ehtimalı olmasa da, astronomlar tərəfindən buzun olması ehtimalı yüksək qiymətləndirilir.

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

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

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

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

Maqnit sahəsi və Maqnitosfer

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

Merkuri kiçik ölçüsü və yavaş hərəkətinə baxmayaraq əhəmiyyətli və kürəvi maqnit sahəsinə malikdir. 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. Yerin maqnit sahəsində olduğu kimi, Merkurinin maqnit sahəsi də ikiqütblüdür. Yerdən fərqli olaraq Merkurinin maqnit qütbləri demək olar ki, planetin öz oxu ətrafında fırlanması ilə nizamlanır. Həm Mariner 10, həm də MESSENGER kosmik gəmisinin apardığı müşahidələr nəticəsində Merkurinin maqnit sahəsinin güc və forma cəhətdən sabit olduğu məlum olmuşdur.

Merkurinin maqnit sahəsinin Yerin maqnit sahəsində olduğu kimi dinamo təsirindən formalaşması ehtimal olunur. 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.

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

6 oktyabr 2008-ci ildə 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.

Orbiti

 
Merkurinin Günəş ətrafında hərəkətini göstərən animasiya.

Merkuri Günəş sisteminə daxil olan planetlər içərisində ən elliptik 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. Merkuri öz oxu ətrafında 176 Yer gününə uyğun olan bir vaxtda hərəkət edir və yavaş hərəkət kəskin istilik fərqinə səbəb olur. Merkuri ekliptikin müstəvisi ilə 7°-li bucaq əmələ gətirir.

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

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

Merkurinin qəribə fırlanmasının maraqlı nəticələri vardır. Planet öz oxu ətrafında fırlanmasını tamamladığı 58,7 günlük müddətdə Günəş ətrafındakı hərəkətinin də ⅔-ni tamamladığı üçün Günəşin görünən hərəkəti daha yavaşdır. Bu səbəbdən də Merkuridə Günəşin batdığı yerdə yenidən görünməsi üçün 176 Yer gününə bərabər bir müddət lazımdır. 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 malik olması səbəbindən Merkuri Günəş ətrafında dönərkən Günəşin görünən ölçüsü də dəyişir. Bu səbəbdən Merkuridən keçən bir gün daha da mürəkkəb xarakter daşıyır.

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.

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.

Müşahidə şəraiti

 
Merkuri və Yerin müqayisəli təsviri.

Merkuri Günəş ətrafında təqribən 88 günlük hərəkəti və 116 günlük qovuşma dövrü ilə göydəki görünən hərəkətini ildə üç dəfə təkrarlayır. Merkuri Günəşə yaxın olduğu üçün parlaq işıq səbəbindən onu müşahidə etmək çətindir. Merkuri −1,9 görünən ulduz ölçüsünə çata bilən parlaqlığı ilə bəzən parlaq ulduzlar, Saturn, Mars və hətta Yupiterdən də daha işıqlı görünə bilməsinə baxmayaraq, heç vaxt qaranlıq göydə görülə bilmədiyi üçün hər qovuşma dövrünün ən çox bir neçə gün davam edən hissəsində adi gözlə müşahidə oluna bilir. Bu müşahidə şəraiti şərq uzunluğunda Günəşin batışına uyğun olan, qərb uzunluğunda isə Günəşin çıxmasından bir az əvvəlki vaxta uyğun olan müddətdə həyata keçir. Bu səbəbdən də hər 116 günlük müddətdə Merkuri bir dəfə göydə "axşam ulduzu", bir dəfə də "səhər ulduzu" kimi görünür. Merkurinin orbitinin ekssentrikliyinin çox olması səbəbindən Yerdən ən yüksəkdə göründüyü enliklər 17,9°-27,8° arasında dəyişir. Buna baxmayaraq 28° belə rahat müşahidə üçün yetərli deyildir. Xüsusilə də ekliptikin üfüqə daha yaxın olduğu qütb sahələrinə yaxın enliklərdən Merkurinin görülməsi çox çətindir. Bu səbəbdən də Yerdən baxan müşahidəçi ekvatora yaxınlaşdıqca Merkurinin Yer səmasından görünən yüksəkliyi də artmış olur. Merkurinin orbitinin olduqca elliptik olması səbəbindən Yerin cənub yarımkürəsində payızın başlanğıcına uyğun olan vaxtda, planetin mümkün ən yüksək qərb uzunluğu ilə 7°-lik meyilliyinin üst-üstə düşməsinə görə Merkurini müşahidə etmək üçün ən əlverişli vəziyyət yaranır. Eyni zamanda ən yüksək şərq uzunluğu ilə orbit meyilliyinin üst-üstə düşməsi cənub yarımkürəsində qış aylarında Merkurinin daha rahat müşahidə olunmasına imkan verir. Merkurinin orbitinin olduqca ekssentrik olması səbəbindən orbit sürəti hərəkət ərzində çox dəyişir və qovuşma dövrü Yerin Merkurinin orbitinə nəzərən vəziyyətinə görə bir neçə gün fərqlənə bilir.

Merkurinin müşahidəsi zamanı Yer atmosferinin mənfi təsirlərini maksimum azalatmaq üçün teleskopla aparılan müşahidələr Merkurinin üfüqdən yetərincə yüksəkdə olduğu günorta həyata keçirilir. Tam Günəş tutulmaları az davam etsə də, günorta Merkurinin adi gözlə görünməsinə imkan yaradır. Merkurinin Yerdən müşahidəsini çətinləşdirən səbəblərə görə ən güclü teleskoplardan istifadə olunaraq əldə olunan kadrlarda belə Merkurinin səthi haqqında yetərli məlumat əldə oluna bilməmişdir. Bu səbəbdən də Merkuri ilə bağlı əldə olunan əsas məlumatlar planetə təşkil olunmuş kosmik missiyalarla bağlıdır.

Merkurinin fazaları

Yerdən teleskopla baxıldığı zaman Merkuridə də Ay və Veneradakı kimi fazalar olduğu müşahidə olunur. Günəşin Yer və Merkuri arasında olduğu müddət ərzində Merkurinin bütün səthi aydınlandığından səthi bədirlənmiş fazada olur. Bu müddət həm də uzaqlıq səbəbindən Merkurinin görünən ulduz ölçüsünün ən kiçik olduğu dövrdür. Planetin Yerdən ən əlverişli şəkildə müşahidə olunduğu dövrdə Merkuri yarım dairə formasında görünür. Merkuri Günəş və Yer arasında qaldığı dövrdə isə qaranlıq üzünü göstərərək aypara şəklində müşahidə olunur. Ayparanın ən incə olduğu dövrlər Merkurinin Yerə ən yaxın olduğu və görünən ulduz ölçüsünün ən böyük olduğu dövrlərdir. Buna baxmayaraq bu dövrdə Günəş şüaları Merkurinin görünməsinə əngəl törədir.

Müşahidəsinin tarixi

Qədim astronomlar

 
Roma mifologiyasındakı Merkurinin təsviri.

Merkuriyə aid məlum olan ən qədim yazılı məlumatlar mixi yazılı gil lövhəciklərində tapılmışdır. Ehtimal olunur ki, bu tapıntı e.ə. XIV əsrə aid Assuriya astronomlarının müşahidələrinə əsaslanır. Mul. Apin gil lövhəciklərində Merkurini ifadə etmək üçün Udu. İdim. Gu\u4. Ud mixi yazılarından istifadə olunur ki, bu da tullanan planet mənasını verir. Merkuri haqqında Babil astronomlarının qeydləri e.ə. I minilliyə aiddir. Babil mifologiyasında Merkuri Nabu adlanırdı və onun tanrılardan xəbər gətirdiyinə inanılırdı.

Qədim yunan mənbələrində Merkurinin adına Hermaon (yun. Ἑρμάων), Hermes (yun. Ἑρμής) və parlaq mənasında işlənən Stilbon (yun. Στίλβων) şəkillərində rast gəlmək mümkündür. Çağdaş yunanca Merkuri Ermis (yun. Ερμής) olaraq adlanır. Eyni zamanda Hermes yunan mifologiyasında Zevsin xəbərçisi olduğuna inanılan tanrıdır.Qədim Romada planet Merkuri (lat. Mercurius) olaraq adlanırdı. Merkuri Roma mifologiyasında yunan mifologiyasında olduğu kimi xəbər tanrısı idi. Merkurinin astronomik simvolu Hermesin əlində tutduğu qızıl əsanın görünüşü ilə bağlıdır.

 
Merkurinin görünüşü ilə bağlı modeli.

Qədim Çində Merkuri Saat ulduzu (çin. Chen-xing; 辰星) olaraq adlanırdı. Qədim Çində Merkuri şimal istiqaməti və metafizikanın Beş element sistemində su fazası ilə bağlı idi. Çağdaş Çin, Koreya, Vyetnam və Yapon mədəniyyətlərində Merkuri Beş element sisteminə əsaslanaraq Su ulduzu (çin. 水星) olaraq tanınır.Hind mifologiyasında Merkuri Budha olaraq adlandırılırdı və Çərşənbə günü bu tanrıya aid edilirdi.Germanların mifologiyasında Merkuri Odin və Çərşənbə günü ilə bağlı idi.Mayyalar Merkurini bayquş kimi təsvir edirdi və onun Yerin altından xəbər gətirdiyinə inanırdılar.

Orta əsrlərin İslam astronomlarından olan Əndəlüslü XI əsrdə Merkurinin ovala bənzər geosentrik orbitinin müxtəlif təsvirlərini vermişdir. Buna baxmayaraq onun hesablamaları astronomik nəzəriyyələrə təsir etməmişdir.XII əsrdə müşahidələr aparan Günəşin səthindən iki qara ləkənin keçdiyini bildirmişdir. XIII əsrdə Marağa şəhərində müşahidələr aparan Qütbəddin Şirazi bu hadisəni Merkuri və Veneranın tranziti olaraq qiymətləndirmişdir.Orta əsrlərdə Günəş ləkələrinin görünməsinə planetlərin Günəşin önündən keçməsinin səbəb olduğu düşünülürdü.

XV əsrdə Hindistanda Kerala məktəbinə aid olan Nilakanta Merkurinin orbitinin qismən heliosentrik sistemə bənzəyən modelini inkişaf etdirmişdir. Bu model XVI əsrdə Tixo Brahe tərəfindən ortaya atılan bənzəyir.

Yerdən teleskopla müşahidəsi

 
1868-ci ilə aid Merkurinin tranzitini göstərən təsvir.

Merkurinin teleskopla ilk müşahidəsi XVII əsrin əvvəllərində Qalileo Qaliley tərəfindən həyata keçirilmişdir. Qaliley teleskopla Veneraya baxaraq onun fazalarını görsə də, onun teleskopu Merkurinin fazalarını görə biləcək qədər güclü deyildi. 1631-ci ildə ilk dəfə planetlərin tranzitini müşahidə edərkən İohann Kepler tərəfindən proqnozlaşdırılan Merkurinin tranzitini gördü. 1639-cu ildə teleskopdan istifadə edərək ilk dəfə Merkurinin də Ay və Venera kimi fazaları olduğunu gördü. Bu müşahidə Merkurinin Günəş ətrafında hərəkət etdiyini qəti şəkildə sübut etdi.

Bir planetin digər planetin önündən keçməsinin Yerdən müşahidə olunması nadir hadisələrdəndir. 28 may 1737-ci ildə tərəfindən Qrinviç rəsədxanasında Merkuri və Veneranın hər bir neçə yüz ildə bir baş verən bir-birinin önündən keçməsi müşahidə olunmuşdur. Növbəti belə keçidin 3 dekabr 2133-cü ildə baş verəcəyi proqnozlaşdırılır.

Merkurinin Yerdən müşahidəsinin çətin olması səbəbindən digər planetlərə nəzərən az öyrənilmişdi. 1800-cü ildə Merkurinin səthinin xüsusiyyətlərini və yüksəkliyi 20 kilometrdən çox olan dağları müşahidə etdiyini iddia etdi. Şrotenin qeydlərinə əsasən səhvən Merkurinin 24 saatlıq perioda və 70°-lik meyilliyə sahib olduğunu təxmin etdi. 1880-ci illərdə daha dəqiq müşahidələr apararaq Merkurinin Günəş ətrafında 88 günə hərəkət etdiyini qeyd etmişdir. Merkurinin səthinin xəritəsini hazırlama cəhdləri tərəfindən davam etdirildi. O, 1934-cü ildə müşahidələrinə əsaslanaraq Merkuri səthinin xəritəsi ilə bağlı kitab çap etdi. Merkurinin səth xüsusiyyətlərinin çoxu, xüsusən də albedo xüsusiyyətləri ilə bağlı olan adlar Antoniadinin xəritəsinə əsaslanır.

1962-ci ilin iyun ayında USSR Elmlər Akademiyasının Radio mühəndislik və Elektronika İnstitutunun üzvü olan tərəfindən Merkuriyə ilk dəfə radar siqnalları göndərildi. Bununla da planetlərin radarla müşahidəsinə başlanıldı. 1965-ci ildə və R. Days Puerto-Rikoda yerləşən Aresibo radio teleskopundan istifadə edərək Merkuridə radar müşahidələri apardı. Bunun nəticəsində Merkurinin dönmə periodunun 59 gün olduğu dəqiq şəkildə müəyyən olundu. Merkurinin dönüşünün sinxronizə olunması ilə bağlı nəzəriyyə geniş yayılmışdı və bu radio teleskop müşahidələrinin nəticələrinin açıqlanması astronomlar tərəfindən təəccüblə qarşılandı. Əgər Merkurinin dönüşü sinxronizə olsaydı, bu zaman onun qaranlıq tərəfi həddən artıq soyuq olmalı idi. Buna baxmayaraq aparılan radio emissiya müşahidələri nəticəsində istiliyin gözlənən dərəcədən çox yüksək olduğu məlum oldu. Astronomlar sinxron dönmə nəzəriyyəsindən imtina etmək istəmirdilər. Bu səbəbdən də müşahidələrin nəticələrini izah etmək üçün istiliyi güclü şəkildə yayan küləklərin olması kimi alternativ nəzəriyyələr ortaya atdılar.

İtalyan astronomu tərəfindən Merkurinin hərəkəti ilə bağlı yeni nəzəriyyə ortaya atıldı. Belə ki, o, 1:1 rezonansın yerinə 3:2 rezonansının olduğunu qeyd etdi, yəni Merkurinin Günəş ətrafında üç dəfə dönməsi, öz oxu ətrafında iki dəfə dönməsi ilə bərabər müddətdə baş verirdi. Bu nəzəriyyə kosmik gəmisinin apardığı müşahidələr nəticəsində öz təsdiqini tapdı. Bu da və hazırlamış olduqları xəritələrin səhv olması mənasına gəlirdi.

Yerüstü optik müşahidələrlə Merkurinin səthi ilə bağlı daha çox məlumatlar əldə oluna bilmədi, ancaq radio astronomlar mikrodalğa tezliyində interferometrik metoddan istifadə edərək Günəş radiasiyasının səbəb olduğu təsirlərin qarşısını aldılar. Bu yolla Merkurinin səthinin metrlərlə dərinliyinə qədər olan hissəsinin fiziki və kimyəvi tərkibi haqqında məlumatlar əldə etməyi bacardılar. Buna baxmayaraq Merkurinin morfoloji xüsusiyyətləri haqqında çoxlu məlumatlar ilk kosmik missiyaya qədər məlum deyildi. Bundan başqa son texnoloji uğurlar Yerüstü müşahidələrdə inkişafa səbəb olmuşdur. 2000-ci ildə Vilson dağı rəsədxanasının yüksək dəqiqliyə sahib olan 1,5 metrlik Heyl teleskopu ilə Merkuri müşahidə olunmuşdur. Bu müşahidə nəticəsində kosmik missiyası zamanı müşahidə oluna bilməyən ərazilər görüldü. Aresibo radio teleskopundan istifadə olunaraq Merkurinin şimal qütbündə Günəş işığı düşməyən kraterlərdə buz ola biləcəyi məlum oldu.

Kosmik gəmilərlə müşahidəsi

 
MESSENGER kosmik gəmisinin hazırlanması prosesi.
 
Marsdakı Kuriosi roveri (ing. Curiosity) tərəfindən müşahidə olunan Merkurinin tranziti.

Merkurinin orbitinin Yerə nəzərən Günəşə çox yaxın olması kosmik gəmilərlə öyrənilməsinə çətinliklər törətdir. Yerdən kosmosa buraxılan kosmik gəmi Günəşin cazibə qüvvəsinə əsaslanaraq Merkuriyə çatması üçün 91 milyon km məsafə qət etməlidir. Merkurinin orbit sürəti 48 km/saniyə, Yerin orbit sürəti isə 30 km/saniyəyə bərabərdir. Bu səbəbdən də digər planetlərə təşkil olunan kosmik missiyalardakı sürət göstəriciləri ilə qarşılaşdırıldığında Merkuri yaxınlığından keçən kosmik gəminin daxil olması üçün daha çox sürət lazımdır.

Merkurinin cüzi atmosferi vardır və atmosferə daxil olmağa çalışan kosmik gəminin sürtünməsinə səbəb olacaq səviyyədə deyildir. Merkuriyə kosmik missiya təşkil etmək üçün tələb olunan yanacaq miqdarı Günəşin cazibəsini tərk etmək üçün tələb olunan yanacaq miqdarından daha çoxdur. Nəticədə Merkuriyə indiyə qədər iki kosmik missiya təşkil olunmuşdur. Təklif olunan alternativ yanaşmaya görə Merkuriyə təşkil olunacaq kosmik missiyalar üçün istifadə edən kosmik gəmilər hazırlamaq lazımdır.

Mariner 10

 
Mariner 10 kosmik gəmisi.

Merkuriyə göndərilən ilk kosmik gəmidir. Mariner 10 Merkuriyə yaxınlaşmaq üçün Veneranın cazibə qüvvəsindən istifədə etdi. Mariner 10 başqa planetin cazibə qüvvəsindən istifadə edərək hərəkət edən NASA tərəfindən hazırlanmış ilk kosmik gəmidir. Mariner 10 Merkurinin səthinin yaxından çəkilmiş ilk şəkillərini göndərərək planetin sıx kraterli təbiətinin xüsusiyyətlərini aşkarlamışdır. Eyni zamanda Mariner 10 tərəfindən Merkurinin ölçülərinə görə böyük olan dəmir nüvəsi aşkarlanmışdır. Mariner 10 kosmik gəmisinin orbit hərəkəti uzun müddət davam etdiyi üçün kosmik gəmi Merkuriyə hər dəfə yaxınlaşanda planetin eyni üzü görünürdü. Bu səbəbdən də Merkurinin səthinin ancaq 45%-lik görülən hissəsinin ətraflı xəritəsini hazırlamaq mümkün oldu.

kosmik gəmisi Merkurinin yaxınlığından üç dəfə keçdi və planetin səthinə 327 km-ə qədər yaxınlaşdı. Kosmik gəmi Merkurinin yaxınlığından ilk dəfə keçərkən planetin maqnit sahəsinin olduğunu aşkara çıxardı. Bu göstəricilər astronomlar tərəfindən təəccüblə qarşılandı. Çünki astronomlar Merkurinin maqnit sahəsi yaratmağa yetərli olacaq qədər dinamo təsiri yaratmadığını düşünürdülər. Mariner 10 kosmik gəmisi ikinci dəfə Merkurinin yaxınlığından keçərkən əsas diqqət səthdən şəkillərin əldə olunmasına yönəldi, ancaq üçüncü keçişdə maqnit sahəsi ilə bağlı çoxlu yeni məlumatlar əldə olundu. Mariner 10 kosmik gəmisinin əldə etdiyi məlumatlar Merkuridə Günəş küləyinin təsirindən Yerdəkinə bənzər qütb parıltılarının meydana gəldiyini müəyyən etdi.

24 mart 1975-ci ildə kosmik gəmisinin yanacağı üçüncü yaxınlaşmadan səkkiz gün sonra tükəndi. Bundan sonra kosmik gəmi ilə əlaqə sonlandırılmışdır və Mariner 10 kosmik gəmisinin hələ də Günəş ətrafındakı orbitində hərəkət etdiyi düşünülür.

MESSENGER

 
MESSENGER kosmik gəmisini Merkurinin orbitində təsvir edən təmsili şəkil.

kosmik gəmisi (ing. MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) NASA tərəfindən Merkuriyə təşkil olunan ikinci kosmik missiyadır. MESSENGER kosmik gəmisinin Merkurinin yaxınlığından ilk uçuşu 14 yanvar 2008-ci ildə, ikinci uçuşu 6 oktyabr 2008-ci ildə, üçüncü uçuşu isə 29 sentyabr 2009-cu ildə baş vermişdir. Bu uçuşlar nəticəsində Merkurinin kosmik gəmisi tərəfindən şəkili çəkilə bilməyən ərazilərinin şəkilləri çəkilmişdir və bunun əsasında bu ərazilərin xəritəsi hazırlanmışdır. 18 mart 2011-ci ildə MESSENGER kosmik gəmisi planetin ətrafındakı elliptik orbitə uğurla daxil oldu. Orbitə daxil olduqdan sonra ilk şəkil 29 mart 2011-ci ildə əldə edilmişdir. MESSENGER kosmik gəmisi bir il ərzində Merkurinin səthinin xəritəsinin hazırlanması missiyasını tamamladı və onun missiyasının müddəti 2013-cü ilə qədər uzadıldı. Merkurinin səthinin xəritəsini hazırlamaq missiyası ilə yanaşı MESSENGER tərəfindən 2012-ci ildə Günəşin aktivliyinin maksimum olduğu dövr müşahidə olundu.

kosmik gəmisi Merkurinin buzun mövcudluğu, planetin yüksək sıxlığı və geoloji tarixi, zəif atmosferinin mənbəyi, maqnit sahəsinin təbiəti və dəmir nüvəsinin xüsusiyyətləri məsələlərini öyrənmək üçün göndərilmişdir. Bu səbəbdən də Merkuridəki yüklü zərrəciklərin sürətini ölçmək, spektr analizləri aparmaq kimi tədqiqatlar üçün MESSENGER kosmik gəmisi kosmik gəmisinə nəzərən daha yüksək dəqiqlikli cihazlara sahibdi. MESSENGER kosmik gəmisinin orbit sürətinin dəyişməsi göstəricilərinin planetin daxili quruluşu haqqında məlumat verəcəyi düşünülürdü. MESSENGER kosmik gəmisinin sonuncu dönüşü 24 aprel 2015-ci ildə həyata keçirildi və 30 aprel 2015-ci ildə kosmik gəmi Merkurinin səthinə çırpıldı. Kosmik gəminin Merkuri ilə toqquşması nəticəsində planetin səthində diametri 16 metr olan zərbə krateri meydana gəldi.

BepiKolombo

Avropa Kosmik Agentliyi və Yaponiya tərəfindən ortaq şəkildə həyata keçirilməsi düşünülən missiyası çərçivəsində Merkuriyə iki kosmik gəminin göndərilməsi planlaşdırılır. Bu kosmik gəmilərdən biri planetin maqnit sahəsini, digəri isə səthini tədqiq etmək üçün nəzərdə tutulmuşdur. BepiKolombo missiyasına 20 oktyabr 2018-ci ildə başlanmişdir və onun 2025-ci ildə Merkuriyə çatacağı gözlənilir. Kosmik gəmilər Yerdən bir olaraq kosmosa buraxılmış və daha sonra ayrılaraq missiyalarını həyata keçirməyə başlayacaqlar. Hər iki kosmik gəmi də Yer ili əsasında fəaliyyət göstərəcək. Merkurinin səthini müşahidə etmək üçün nəzərdə tutulan kosmik gəmi kosmik gəmisinə bənzər cihazlara sahib olacaq və planetin səthini infraqırmızı, ultrabənövşəyi, qamma və Rentgen şüaları daxil olmaqla fərqli dalğa tezliklərində tədqiq edəcək.

İstinadlar

  1. ↑ 2015-11-06 at the Wayback Machine. NASA Goddard Space Flight Center.
  2. Yeomans, Donald K. (April 7, 2008). 2015-07-07 at the Wayback Machine. 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.
  3. .
  4. ↑ Standish E. M.  (ing.). 2015. 3 p.
  5. ↑ Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (May 28, 2009). "Mercury: Facts & Figures". Solar System Exploration.
  6. 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.
  7. 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.
  8. ↑ Vasavada, Ashwin R.; Paige, David A.; Wood, Stephen E. (19 February 1999). 2012-11-13 at the Wayback Machine (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.
  9. .
  10. ↑  (ing.). NASA.
  11. . NASA. 22 December 2015.
  12. ↑ . NASA.
  13. Elkins-Tanton, Linda T. (2006). 2021-03-03 at the Wayback Machine. p. 51. ISBN 978-1-4381-0729-5. Extract of page 51
  14. 2016-05-05 at the Wayback Machine. Sciencenetlinks.com.
  15. . 2015-05-03 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2016-08-20.
  16. 2016-09-02 at the Wayback Machine. Planetary Society.
  17. 2016-11-15 at the Wayback Machine. Astronomy.com.
  18. ↑ Strom, Robert G.; Sprague, Ann L. (2003). Exploring Mercury: the iron planet. Springer. ISBN 1-85233-731-1.
  19. Staff (May 8, 2003). 2012-04-03 at the Wayback Machine. US Geological Survey
  20. 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.
  21. Gold, Lauren (May 3, 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". Chronicle Online. Cornell University.
  22. ↑ Finley, Dave (May 3, 2007). 2012-05-03 at the Wayback Machine. National Radio Astronomy Observatory.
  23. 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.
  24. Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2nd edition.
  25. 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.
  26. 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.
  27. ↑ 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.
  28. ↑ 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.
  29. 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.
  30. ↑ Grayzeck, Ed. 2009-07-31 at the Wayback Machine. Johns Hopkins University.
  31. 2018-03-06 at the Wayback Machine. ESA Science & Technology. European Space Agency.
  32. 2023-07-28 at the Wayback Machine. Chemistry World.
  33. Staff (February 28, 2008). 2020-12-05 at the Wayback Machine. Science Daily.
  34. . 2014-07-14 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2016-08-21.
  35. Blue, Jennifer (April 11, 2008). 2012-04-12 at the Wayback Machine. US Geological Survey.
  36. ↑ Dunne, J. A.; Burgess, E. (1978). 2011-05-24 at the Wayback Machine. The Voyage of Mariner 10 – Mission to Venus and Mercury. NASA History Office.
  37. 2014-07-08 at the Wayback Machine. US Geological Survey.
  38. Strom, Robert (1979). "Mercury: a post-Mariner assessment". Space Science Reviews. 24: 3–70. Bibcode:1979SSRv…24….3S. doi:10.1007/BF00221842.
  39. 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. .
  40. Staff (August 5, 2003). 2012-04-03 at the Wayback Machine. U. S. Geological Survey.
  41. 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. .
  42. 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.
  43. ↑ Spudis, P. D. (2001). "The Geological History of Mercury". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago: 100. Bibcode:2001mses.conf..100S.
  44. Ritzel, Rebecca (20 December 2012). 2012-12-23 at the Wayback Machine. Washington Post. Washington DC, United States.
  45. Shiga, David (January 30, 2008). 2018-10-10 at the Wayback Machine. NewScientist.com news service.
  46. 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.
  47. Wieczorek, Mark A.; Zuber, Maria T. (2001). 2019-07-25 at the Wayback Machine. Journal of Geophysical Research. 106 (E11): 27853–27864. Bibcode:2001JGR…10627853W. doi:10.1029/2000JE001384.
  48. 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.
  49. 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.
  50. 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.
  51. 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.
  52. Kerber, Laura; Head, James W.; Solomon, Sean C.; Murchie, Scott L.; Blewett, David T. (15 August 2009). 2015-09-24 at the Wayback Machine. Earth and Planetary Science Letters. 119 (3): 635–658. Bibcode:2009E&PSL.285..263K. doi:10.1016/j.epsl.2009.04.037.
  53. Head, James W.; Chapman, Clark R.; Strom, Robert G.; Fassett1,, Caleb I.; Denevi, Brett W. (30 September 2011). 2016-09-01 at the Wayback Machine. Science. 33 (6051): 1853–1856. Bibcode:2011Sci…333.1853H. doi:10.1126/science.1211997.
  54. Thomas, Rebecca J.; Rothery, David A.; Conway, Susan J.; Anand, Mahesh (16 September 2014). "Long-lived explosive volcanism on Mercury". Geophysical Research Letter
  55. Groudge, Timothy A.; Head, James W. (March 2014). 2017-08-21 at the Wayback Machine. Journal of Geophysical Research. 119: 635–658. Bibcode:2014JGRE..119..635G. doi:10.1002/2013JE004480.
  56. ↑ Rothery, David A.; Thomas, Rebeca J.; Kerber, Laura (1 January 2014). 2015-09-24 at the Wayback Machine. Earth and Planetary Science Letters. 385: 59–67. Bibcode:2014E&PSL.385…59R. doi:10.1016/j.epsl.2013.10.023.
  57. Prockter, Louise (2005). Ice in the Solar System (PDF). Volume 26. Johns Hopkins APL Technical Digest.
  58. Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. p. 463. ISBN 0-12-446744-X.
  59. Lewis, John S. (2004). 2023-07-28 at the Wayback Machine. Academic Press. ISBN 978-0-12-446744-6.
  60. 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.
  61. 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. .
  62. Williams, David R. (June 2, 2005). 2011-01-31 at the Wayback Machine. NASA Goddard Space Flight Center.
  63. ↑ Chang, Kenneth (2012–11–29). 2018-01-30 at the Wayback Machine. 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.
  64. ↑ 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.
  65. 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.
  66. 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.
  67. Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H. (1988). 2010-06-25 at the Wayback Machine (PDF). Mercury. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-1085-7.
  68. Lakdawalla, Emily (July 3, 2008). 2016-09-02 at the Wayback Machine.
  69. 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. .
  70. 2012-03-22 at the Wayback Machine. University of Michigan.
  71. 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. .
  72. ↑ Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew (1999). The New Solar System. Cambridge University Press. ISBN 0-521-64587-5.
  73. Seeds, Michael A. (2004). Astronomy: The Solar System and Beyond (4th ed.). Brooks Cole. ISBN 0-534-42111-3.
  74. Williams, David R. (January 6, 2005). 2016-03-04 at the Wayback Machine. NASA National Space Science Data Center.
  75. ↑ Staff (January 30, 2008). 2013-03-31 at the Wayback Machine. NASA.
  76. Gold, Lauren (May 3, 2007). 2022-03-13 at the Wayback Machine. Cornell University.
  77. 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. .
  78. 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.
  79. Steigerwald, Bill (June 2, 2009). 2012-05-18 at the Wayback Machine. NASA Goddard Space Flight Center.
  80. "Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars". Planetary Society.
  81. Espenak, Fred (April 21, 2005). 2008-03-21 at the Wayback Machine. NASA/Goddard Space Flight Center.
  82. ↑ 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. .
  83. Biswas, Sukumar (2000). Cosmic Perspectives in Space Physics. Astrophysics and Space Science Library. Springer. p. 176. ISBN 0-7923-5813-9.
  84. ↑ 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. .
  85. Kelly, Patrick, ed. (2007). Observer's Handbook 2007. Royal Astronomical Society of Canada. ISBN 0-9738109-3-9.
  86. Menzel, Donald H. (1964). A Field Guide to the Stars and Planets. The Peterson Field Guide Series. Boston: Houghton Mifflin Co. pp. 292–293.
  87. Walker, John. 2009-08-02 at the Wayback Machine. Fourmilab Switzerland.
  88. "Mercury Elongation and Distance". Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, 2015-07-07 at the Wayback Machine
  89. Baumgardner, Jeffrey; Mendillo, Michael; Wilson, Jody K. (2000). "A Digital High-Definition Imaging System for Spectral Studies of Extended Planetary Atmospheres. I. Initial Results in White Light Showing Features on the Hemisphere of Mercury Unimaged by Mariner 10". The Astronomical Journal. 119 (5): 2458–2464. Bibcode:2000AJ….119.2458B. doi:10.1086/301323.
  90. Alers, Paul E. (March 17, 2011). 2011-03-21 at the Wayback Machine. NASA Multimedia.
  91. 2020-07-28 at the Wayback Machine. MSNBC.
  92. Three Ford, Dominic. The Observer's Guide to Planetary Motion: Explaining the Cycles of the Night Sky. Springer: Dordrecht, 2014.
  93. One Schaaf, Fred. The 50 Best Sights in Astronomy and How to See Them: Observing Eclipses, Bright Comets, Meteor Showers, and Other Celestial Wonders. Hoboken, NJ: John Wiley, 2007.
  94. Schaefer, Bradley E. (2007). "The Latitude and Epoch for the Origin of the Astronomical Lore in Mul. Apin". American Astronomical Society Meeting 210, #42.05. American Astronomical Society. 38: 157. Bibcode:2007AAS…210.4205S.
  95. Hunger, Hermann; Pingree, David (1989). "MUL. APIN: An Astronomical Compendium in Cuneiform". Archiv für Orientforschung. Austria: Verlag Ferdinand Berger & Sohne Gesellschaft MBH. 24: 146.
  96. Staff (2008). 2012-07-23 at the Wayback Machine.
  97. 2022-06-16 at the Wayback Machine, 2016-12-07 at the Wayback Machine, 2022-09-06 at the Wayback Machine. Liddell, Henry George; Scott, Robert; A Greek–English Lexicon at the Perseus Project.
  98. 2010-05-09 at the Wayback Machine. Retrieved 2012–07–14. Ermis is the Greek name of the planet Mercury, which is the closest planet to the Sun. It is named after the Greek God of commerce, Ermis or Hermes, who was also the messenger of the Ancient Greek gods. See also the Greek article about the planet.
  99. ↑ Dunne, J. A.; Burgess, E. (1978). 2012-10-18 at the Wayback Machine. 2011-05-24 at the Wayback Machine. NASA History Office.
  100. Antoniadi, Eugène Michel (1974). The Planet Mercury. Translated from French by Moore, Patrick. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd. pp. 9–11. ISBN 0-904094-02-2.
  101. Duncan, John Charles (1946). Astronomy: A Textbook. Harper & Brothers. p. 125. The symbol for Mercury represents the Caduceus, a wand with two serpents twined around it, which was carried by the messenger of the gods.
  102. Kelley, David H.; Milone, E. F.; Aveni, Anthony F. (2004). Exploring Ancient Skies: An Encyclopedic Survey of Archaeoastronomy. Birkhäuser. ISBN 0-387-95310-8.
  103. De Groot, Jan Jakob Maria (1912). 2023-07-28 at the Wayback Machine.
  104. Crump, Thomas (1992). The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan. Nissan Institute/Routledge Japanese studies series. Routledge. pp. 39–40. ISBN 0-415-05609-8.
  105. Hulbert, Homer Bezaleel (1909). 2023-07-28 at the Wayback Machine. Doubleday, Page & company. p. 426.
  106. Pujari, R. M.; Kolhe, Pradeep; Kumar, N. R. (2006). Pride of India: A Glimpse Into India's Scientific Heritage. Samskrita Bharati. ISBN 81-87276-27-4.
  107. Bakich, Michael E. (2000). The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. ISBN 0-521-63280-3.
  108. Milbrath, Susan (1999). Star Gods of the Maya: Astronomy in Art, Folklore and Calendars. University of Texas Press. ISBN 0-292-75226-1.
  109. Samsó, Julio; Mielgo, Honorino (1994). "Ibn al-Zarqālluh on Mercury". Journal for the History of Astronomy. 25: 289–96 [292]. Bibcode:1994JHA….25..289S.
  110. Hartner, Willy (1955). "The Mercury Horoscope of Marcantonio Michiel of Venice". Vistas in Astronomy. 1: 84–138. Bibcode:1955VA……1…84H. doi:10.1016/0083–6656(55)90016–7. at pp. 118–122.
  111. Ansari, S. M. Razaullah (2002). History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997. Springer. p. 137. ISBN 1-4020-0657-8.
  112. Goldstein, Bernard R. (1969). "Some Medieval Reports of Venus and Mercury Transits". Centaurus. 14 (1): 49–59. Bibcode:1969Cent…14…49G. doi:10.1111/j.1600–0498.1969.tb00135.x.
  113. Ramasubramanian, K.; Srinivas, M. S.; Sriram, M. S. (1994). 2010-12-23 at the Wayback Machine (PDF). Current Science. 66: 784–790.
  114. Sinnott, R. W.; Meeus, J. (1986). "John Bevis and a Rare Occultation". Sky and Telescope. 72: 220. Bibcode:1986S&T….72..220S.
  115. Ferris, Timothy (2003). Seeing in the Dark: How Amateur Astronomers. Simon and Schuster. ISBN 0-684-86580-7.
  116. ↑ Colombo, G.; Shapiro, I. I. (November 1965). "The Rotation of the Planet Mercury". SAO Special Report #188R. 188. Bibcode:1965SAOSR.188….. C.
  117. Holden, E. S. (1890). "Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury [by Professor Schiaparelli]". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2 (7): 79. Bibcode:1890PASP….2…79H. doi:10.1086/120099.
  118. Merton E. Davies, et al. (1978). 2013-07-04 at the Wayback Machine. 2011-03-09 at the Wayback Machine. NASA Office of Space Sciences.
  119. Evans, J. V.; Brockelman, R. A.; Henry, J. C.; Hyde, G. M.; Kraft, L. G.; Reid, W. A.; Smith, W. W. (1965). "Radio Echo Observations of Venus and Mercury at 23 cm Wavelength". Astronomical Journal. 70: 487–500. Bibcode:1965AJ…..70..486E. doi:10.1086/109772.
  120. Moore, Patrick (2000). 2015-11-07 at the Wayback Machine. New York: CRC Press. p. 483. ISBN 0-7503-0620-3.
  121. Butrica, Andrew J. (1996). 2017-12-25 at the Wayback Machine. 2007-08-23 at the Wayback Machine. NASA History Office, Washington D. C. ISBN 0-16-048578-9.
  122. Pettengill, G. H.; Dyce, R. B. (1965). "A Radar Determination of the Rotation of the Planet Mercury". Nature. 206 (1240): 451–2. Bibcode:1965Natur.206Q1240P. doi:10.1038/2061240a0.
  123. 2015-11-06 at the Wayback Machine at Eric Weisstein's 'World of Astronomy'
  124. Murray, Bruce C.; Burgess, Eric (1977). Flight to Mercury. Columbia University Press. ISBN 0-231-03996-4.
  125. Colombo, G. (1965). "Rotational Period of the Planet Mercury". Nature. 208 (5010): 575. Bibcode:1965Natur.208..575C. doi:10.1038/208575a0.
  126. Davies, Merton E.; et al. (1976). 2012-06-24 at the Wayback Machine. SP-423 Atlas of Mercury. NASA JPL.
  127. Golden, Leslie M., A Microwave Interferometric Study of the Subsurface of the Planet Mercury (1977). PhD Dissertation, University of California, Berkeley
  128. Mitchell, David L.; De Pater, Imke. "Microwave Imaging of Mercury's Thermal Emission at Wavelengths from 0.3 to 20.5 cm (1994)". Icarus. 110: 2–32. Bibcode:1994Icar..110….2M. doi:10.1006/icar.1994.1105.
  129. Dantowitz, R. F.; Teare, S. W.; Kozubal, M. J. (2000). "Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury". Astronomical Journal. 119 (4): 2455–2457. Bibcode:2000AJ….119.2455D. doi:10.1086/301328.
  130. Harmon, J. K., et al. (2007). "Mercury: Radar images of the equatorial and midlatitude zones". Icarus. 187 (2): 374–405. Bibcode:2007Icar..187..374H. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.026.
  131. Webster, Guy (June 10, 2014). 2020-02-15 at the Wayback Machine. NASA.
  132. ↑ Dunne, J. A. & Burgess, E. (1978). 2022-07-23 at the Wayback Machine. 2011-05-24 at the Wayback Machine. NASA History Office.
  133. 2016-02-02 at the Wayback Machine. NASA Jet Propulsion Laboratory.
  134. Leipold, M.; Seboldt, W.; Lingner, S.; Borg, E.; Herrmann, A.; Pabsch, A.; Wagner, O.; Bruckner, J. (1996). "Mercury sun-synchronous polar orbiter with a solar sail". Acta Astronautica. 39 (1): 143–151. Bibcode:1996AcAau..39..143L. doi:10.1016/S0094–5765(96)00131–2.
  135. Phillips, Tony (October 1976). 2008-03-25 at the Wayback Machine. SP-423 Atlas of Mercury. NASA.
  136. 2016-09-04 at the Wayback Machine. European Space Agency.
  137. Tariq Malik (August 16, 2004). 2022-04-01 at the Wayback Machine. USA Today.
  138. Merton E. Davies, et al. (1978). 2012-06-24 at the Wayback Machine. 2011-03-09 at the Wayback Machine. NASA Office of Space Sciences.
  139. Ness, Norman F. (1978). "Mercury – Magnetic field and interior". Space Science Reviews. 21 (5): 527–553. Bibcode:1978SSRv…21..527N. doi:10.1007/BF00240907.
  140. Dunne, J. A. & Burgess, E. (1978). 2022-07-23 at the Wayback Machine. 2011-05-24 at the Wayback Machine. NASA History Office.
  141. Grayzeck, Ed (April 2, 2008). "Mariner 10". NSSDC Master Catalog. NASA.
  142. . SpaceRef.com.
  143. ↑ 2013-05-13 at the Wayback Machine. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory.
  144. 2013-05-10 at the Wayback Machine. MESSENGER Mission News.
  145. 2013-05-31 at the Wayback Machine. UPI,
  146. Wall, Mike (March 29, 2015). 2019-04-03 at the Wayback Machine. Space.com.
  147. Chang, Kenneth (April 27, 2015). 2015-04-29 at the Wayback Machine. New York Times.
  148. Corum, Jonathan (April 30, 2015). 2019-03-31 at the Wayback Machine. New York Times.
  149. "Details of MESSENGER's Impact Location". MESSENGER Featured Images. JHU – APL.
  150. ↑ 2019-09-08 at the Wayback Machine. European Space Agency.
  151. 2016-05-20 at the Portuguese Web Archive. European Space Agency.
  152. 2019-05-14 at the Wayback Machine. European Space Agency.

Xarici keçidlər

Həmçinin bax

Mənbə — ""

Informasiya Melumat Axtar

Anarim.Az

Sayt Rehberliyi ile Elaqe

Saytdan Istifade Qaydalari

Anarim.Az 2004-2023