Merkurs overflade ligner kort sagt Månen. Store sletter og mange kratere indikerer, at den geologiske aktivitet på planeten ophørte for milliarder af år siden.
Overflademønster
Overfladen af Merkur (foto er givet senere i artiklen), taget af sonderne "Mariner-10" og "Messenger", lignede udadtil månen. Planeten er stort set oversået med kratere i forskellige størrelser. De mindste synlige på de mest detaljerede fotografier af Mariner er flere hundrede meter i diameter. Mellemrummet mellem store kratere er relativt fladt og består af sletter. Det ligner månens overflade, men fylder meget mere. Lignende områder omgiver Merkurs mest fremtrædende stødstruktur, dannet som et resultat af en kollision, Zhara Plain Basin (Caloris Planitia). Da vi mødtes med Mariner 10, var kun halvdelen af den oplyst, og den blev fuldstændig åbnet af Messenger under dens første forbiflyvning af planeten i januar 2008.
Craters
De mest almindelige landformer på planeten er kratere. De dækker meget af overfladen. Merkur. Planeten (billedet nedenfor) ligner månen ved første øjekast, men ved nærmere undersøgelse afslører de interessante forskelle.
Kviksølvs tyngdekraft er mere end dobbelt så stor som månens, til dels på grund af dens enorme kerne af jern og svovl. Den stærke tyngdekraft har en tendens til at holde det materiale, der kastes ud fra krateret, tæt på stødstedet. Sammenlignet med Månen faldt den på kun 65% af månens afstand. Dette kan være en af de faktorer, der bidrog til dannelsen af sekundære kratere på planeten, dannet under påvirkning af udstødt materiale, i modsætning til de primære, der opstod direkte fra en kollision med en asteroide eller komet. Den højere tyngdekraft betyder, at de komplekse former og strukturer, der er karakteristiske for store kratere - centrale toppe, stejle skråninger og en flad base - observeres på Merkur ved mindre kratere (minimum diameter ca. 10 km) end på Månen (ca. 19 km). Strukturer mindre end disse dimensioner har enkle koplignende konturer. Merkurs kratere er forskellige fra dem på Mars, selvom de to planeter har sammenlignelig tyngdekraft. Friske kratere på den første er norm alt dybere end sammenlignelige formationer på den anden. Dette kan skyldes det lave indhold af flygtige stoffer i Merkurs skorpe eller højere anslagshastigheder (fordi hastigheden af et objekt i solens kredsløb stiger, når det nærmer sig Solen).
Kratere større end 100 km i diameter begynder at nærme sig den ovale form, der er karakteristisk for sådannestore formationer. Disse strukturer - polycykliske bassiner - er 300 km eller mere store og er resultatet af de kraftigste kollisioner. Flere dusin af dem blev fundet på den fotograferede del af planeten. Messenger-billeder og laserhøjdemåling har i høj grad bidraget til at forstå disse resterende ar fra de tidlige asteroidebombardementer af Merkur.
Zhara Plain
Denne stødstruktur strækker sig over 1550 km. Da den først blev opdaget af Mariner 10, mente man, at dens størrelse var meget mindre. Objektets indre er glatte sletter dækket af foldede og brudte koncentriske cirkler. De største områder strækker sig over flere hundrede kilometer i længden, omkring 3 km i bredden og mindre end 300 meter i højden. Mere end 200 pauser, der i størrelse kan sammenlignes med kanterne, udgår fra midten af sletten; mange af dem er fordybninger afgrænset af furer (grabens). Hvor grabens krydser kamme, har de en tendens til at passere gennem dem, hvilket indikerer deres senere dannelse.
Overfladetyper
Zhara-sletten er omgivet af to typer terræn - dens kant og relief dannet af kasseret sten. Kanten er en ring af uregelmæssige bjergblokke, der når 3 km i højden, som er de højeste bjerge, der findes på planeten, med relativt stejle skråninger mod midten. Den anden meget mindre ring er 100-150 km væk fra den første. Bag de ydre skråninger er der en zone med lineærradiale højdedrag og dale, delvist fyldt med sletter, hvoraf nogle er oversået med talrige bakker og flere hundrede meter høje bakker. Oprindelsen af formationerne, der udgør de brede ringe omkring Zhara-bassinet, er kontroversiel. Nogle af sletterne på Månen blev hovedsageligt dannet som et resultat af ejectas interaktion med den allerede eksisterende overfladetopografi, og det kan også være tilfældet for Merkur. Men resultaterne af Messenger tyder på, at vulkansk aktivitet spillede en væsentlig rolle i deres dannelse. Ikke alene er der få kratere sammenlignet med Zhara-bassinet, hvilket indikerer en lang periode med dannelse af sletter, men de har andre træk, der er mere tydeligt forbundet med vulkanisme, end det kunne ses på Mariner 10-billederne. Kritiske beviser for vulkanisme er kommet fra Messenger-billeder, der viser vulkanske åbninger, mange langs den ydre kant af Zhara-sletten.
Radithlady Crater
Caloris er en af de yngste store polycykliske sletter, i det mindste i den udforskede del af Merkur. Det er sandsynligvis dannet på samme tid som den sidste gigantiske struktur på Månen, for omkring 3,9 milliarder år siden. Messenger-billederne afslørede et andet meget mindre nedslagskrater med en synlig indre ring, der kan være dannet meget senere, kaldet Raditlady Basin.
Mærkelig antipode
På den anden side af planeten, præcis 180° modsat Zhara-sletten, liggeren plet af mærkeligt forvrænget terræn. Forskere fortolker denne kendsgerning ved at tale om deres samtidige dannelse ved at fokusere seismiske bølger fra begivenheder, der påvirkede den antipodale overflade af Merkur. Det bakkede og forede terræn er en stor zone af højland, som er bakkede polygoner 5-10 km brede og op til 1,5 km høje. De kratere, der eksisterede før, blev forvandlet til bakker og revner ved seismiske processer, som et resultat af hvilke dette relief blev dannet. Nogle af dem havde en flad bund, men så ændrede dens form, hvilket indikerer deres senere fyldning.
Plains
Sletten er den relativt flade eller let bølgende overflade af Merkur, Venus, Jorden og Mars, som findes over alt på disse planeter. Det er et "lærred", som landskabet udviklede sig på. Sletterne er bevis på processen med at nedbryde det barske terræn og skabe et fladt rum.
Der er mindst tre måder at "polere" på, der sandsynligvis har fladt overfladen af Merkur.
En af måderne - at øge temperaturen - reducerer barkens styrke og dens evne til at holde høj relief. I løbet af millioner af år "synker bjergene", bunden af kraterne vil stige, og Merkurs overflade vil udjævnes.
Den anden metode involverer bevægelse af sten mod lavere områder af terrænet under påvirkning af tyngdekraften. Over tid ophobes sten i lavlandet og fylder de højere niveauerefterhånden som dens volumen stiger. sådan opfører lavastrømme fra planetens indvolde.
Den tredje måde er at ramme fragmenter af klipper på overfladen af Merkur fra oven, hvilket i sidste ende fører til justering af det barske terræn. Kraterudstødninger og vulkansk aske er eksempler på denne mekanisme.
Vulkanaktivitet
Nogle beviser til fordel for hypotesen om indflydelsen af vulkansk aktivitet på dannelsen af mange af sletterne omkring Zhara-bassinet er allerede blevet præsenteret. Andre relativt unge sletter på Merkur, især synlige i områder oplyst i lave vinkler under den første forbiflyvning af Messenger, viser karakteristiske træk ved vulkanisme. For eksempel var flere gamle kratere fyldt til randen med lavastrømme, svarende til de samme formationer på Månen og Mars. De udbredte sletter på Merkur er dog sværere at vurdere. Da de er ældre, er det klart, at vulkaner og andre vulkanske formationer kan være eroderet eller på anden måde kollapset, hvilket gør dem svære at forklare. Det er vigtigt at forstå disse gamle sletter, da de sandsynligvis er ansvarlige for forsvinden af flere af kraterne med en diameter på 10-30 km sammenlignet med Månen.
Escarps
Hundredevis af takkede afsatser er Merkurs vigtigste landformer, som giver os mulighed for at få en idé om planetens indre struktur. Længden af disse klipper varierer fra titusinder til mere end tusindvis af kilometer, og højden varierer fra 100 m til 3 km. Hvis enset fra oven virker deres kanter afrundede eller takkede. Det er tydeligt, at dette er resultatet af revnedannelse, når en del af jorden hævede sig og lå på det omkringliggende område. På Jorden er sådanne strukturer begrænset i volumen og opstår under lokal vandret kompression i jordskorpen. Men hele den undersøgte overflade af Merkur er dækket af scarps, hvilket betyder, at planetens skorpe er faldet tidligere. Af antallet og geometrien af scarps følger det, at planeten er faldet i diameter med 3 km.
Yderligere må krympningen have fortsat indtil relativt for nylig i geologisk historie, da nogle scarps har ændret formen på velbevarede (og derfor relativt unge) nedslagskratere. Nedsættelsen af den oprindeligt høje hastighed af planetens rotation af tidevandskræfter frembragte en kompression i Merkurs ækvatoriale breddegrader. De glob alt fordelte scarps antyder imidlertid en anden forklaring: sen kappeafkøling, muligvis kombineret med størkning af en del af den engang fuldstændig smeltede kerne, førte til kernekompression og deformation af den kolde skorpe. Krympningen af Merkurs størrelse, efterhånden som dens kappe afkølede, burde have resulteret i flere langsgående strukturer, end man kan se, hvilket tyder på, at sammentrækningsprocessen er ufuldstændig.
Mercurys overflade: hvad er den lavet af?
Forskere forsøgte at finde ud af planetens sammensætning ved at studere sollys reflekteret fra forskellige dele af den. En af forskellene mellem Merkur og Månen, udover at førstnævnte er lidt mørkere, er at spektretdens overfladelysstyrke er mindre. For eksempel er havene på Jordens satellit - glatte rum synlige for det blotte øje som store mørke pletter - meget mørkere end højlandet med kratere, og Merkurs sletter er kun lidt mørkere. Farveforskellene på planeten er mindre udt alte, selvom Messenger-billederne taget med et sæt farvefiltre viste små meget farverige områder forbundet med vulkanernes ventilationsåbninger. Disse træk, plus det relativt iøjnefaldende synlige og nær-infrarøde spektrum af reflekteret sollys, tyder på, at Merkurs overflade er sammensat af jern- og titaniumfattige, mørkere farvede silikatmineraler end månens hav. Især planetens klipper kan have lavt indhold af jernoxider (FeO), hvilket fører til den antagelse, at det blev dannet under meget mere reducerende forhold (dvs. mangel på ilt) end andre jordiske medlemmer.
Problemer med fjernforskning
Det er meget vanskeligt at bestemme planetens sammensætning ved fjernmåling af sollys og spektret af termisk stråling, der reflekterer overfladen af Merkur. Planeten opvarmes kraftigt, hvilket ændrer mineralpartiklernes optiske egenskaber og komplicerer direkte fortolkning. Messenger var dog udstyret med flere instrumenter, der ikke var ombord på Mariner 10, som målte den kemiske og mineralske sammensætning direkte. Disse instrumenter krævede en lang periode med observation, mens skibet forblev tæt på Merkur, så konkrete resultater efter de første treDer var ingen korte flyvninger. Først under Messenger's orbitale mission dukkede der nok nye oplysninger op om sammensætningen af planetens overflade.
