Иммунотоксикология — дисциплина, раздел токсикологии, изучающий влияние ксенобиотиков на иммунную систему. В рамках иммунотоксикологии выделяют такие разделы, как общая, специальная и промышленная иммунотоксикология. В целом дифференциация данного направления соответствует основным разделам токсикологии. История Научное направление, занимающееся изучением влияния ксенобиотиков на неспецифическую резистентность организма и систему иммунитета, — иммунотоксикология — сформировалось в последние 30 лет. В 1978 году в Великобритании был опубликован первый номер журнала «Иммунофармакология и иммунотоксикология», а в 2004 году — журнал «Иммунотоксикология». Однако статьи по иммунотоксикологии появились в различных журналах (в основном, в иммунологических) намного раньше. С 1979 году слово «иммунотоксикология» используется в международной литературе, суммируются новые концепции и результаты исследований, которые публикуются в Анналах Нью-Йоркской академии наук. В этом же году происходит первая попытка смещения иммунотоксикологии от иммунологии к токсикологии, и это изменение заканчивается полным признанием иммунотоксикологии областью токсикологии (Descotes J., 2004) ). В 1986 году издана первая фундаментальная монография по иммунотоксикологии лекарственных средств и токсичных химических веществ (Descotes J., 1986) . В 1988 и 2004 годах были опубликованы соответственно второе и третье издания этой книги . В Международном обществе токсикологов секцией иммунотоксикологии руководит R. J. Smialowicz. В Манчестере (Великобритания) работает известный иммунотоксиколог, занимающийся проблемами токсикоаллергологии, I. Kimber, в России это направление развивает П. Ф. Забродский. Предмет иммунотоксикологии Предметом иммунотоксикологии является изучение влияния на иммунный статус токсичных химических веществ, а также фармакологических средств и биологических агентов (Забродский П. Ф., 1998 , , 2002 ; Descotes J., 1986, , 2004, ) При этом повреждение системы иммунитета может быть как результатом прямого, так и непрямого действия ксенобиотиков и/или их метаболитов. Кроме того, на ксенобиотики (или их метаболиты) может развиваться иммунная реакция с образованием антител. Следует отметить и возможность модификации токсичных соединений, в результате чего они приобретают свойства антигена. Возможно также образование антител к комплексу токсикант — антиген (Забродский П. Ф., 1998, Sullivan J. B., 1989). Актуальность Изучение влияния ксенобиотиков на иммунный гомеостаз является одной из наиболее актуальных проблем токсикологии. Это обусловлено, во-первых, значительным загрязнением окружающей среды различными соединениями, изменяющими иммунные реакции (вследствие поражения иммуноцитов и других клеток крови) и вызывающими различные заболевания; во-вторых, с необходимостью коррекции нарушений иммунного статуса как в случае хронических интоксикаций, так и при острых отравлениях, авариях на химических предприятиях, нарушении техники безопасности на производстве, в быту, при транспортировке, хранении и уничтожении запасов отравляющих веществ (Забродский П. Ф., 2002 , 2007 ). Данные о влиянии токсикантов на систему иммунитета имеют как теоретическое значение, раскрывая неизвестные механизмы регуляции иммуногенеза, так и практическое, позволяя пересматривать предельно допустимые концентрации различных химических соединений, проводить научно обоснованные профилактику и лечение возникающих при острых и хронических интоксикациях токсичными веществами многочисленных инфекционных, аллергических, аутоиммунных и онкологических заболеваний в результате дисфункции системы иммунитета. Иммунотоксичность Механизмы супрессии иммунного ответа Иммунотоксичность — свойство ксенобиотиков вызывать супрессию иммунных реакций, проявление реакций гиперчувствительности (немедленного или замедленного типов) или аутоиммунных реакций. Возможности реализовать иммунотоксический (иммунотропный) эффект ксенобиотиков весьма разнообразны. При рассмотрении влияния их на неспецифическую резистентность и иммунную систему на уровне организма необходимо отметить тесную связь действия токсикантов на эти системы с функцией центральной нервной системы и эндокринной системы. Таким образом, опосредованное влияние ксенобиотиков через центральную нервную и эндокринную системы сочетается с прямым действием ксенобиотиков на факторы неспецифической резистентности организма, морфологические и функциональные системы иммунной системы. При действии ксенобиотиков на иммунокомпетентные клетки и другие клетки, участвующие в иммунной реакции возможны следующие варианты: воздействие через центральную и периферическую нервную и эндокринной систем, в частности, вследствие реализации эффектов различных медиаторов (ацетилхолина, катехоламинов, нейропептидов и т. п.), а также действия гормонов гипофиза, надпочечников, щитовидной железы и других эндокринных органов; прямое воздействие токсиканта на иммуноциты; действие продуктов биотрансформации (в печени, лёгких, коже, лимфоцитах) иммунотропное действие токсичного вещества в качестве антигена; взаимодействие токсиканта, являющегося гаптеном, с белками с образованием комплекса, который действует на иммуноциты и другие клетки, участвующие в иммунной реакции, как антиген; действие ксенобиотика в качестве толерогена (при этом токсикант отменяет или снижает реализацию гуморальных или клеточных иммунных реакций). При рассмотрении действия токсичных веществ на иммунокомпетентные клетки (и другие клетки, участвующие в иммунном ответе) на клеточном и субклеточном уровнях следует выделить следующие основные механизмы (Забродский П. Ф., 1998, 2002) инициация токсикантом перекисного окисления липидов мембран клеток, в частности, путём инактивации антиоксидантных ферментов и витаминов (супероксиддисмутаза, каталаза, пероксидаза, глютатионтрансфераза, глютатионпероксидаза, альфа-токоферол, бета-каротин, витамины Е, А, С); соединение полиароматических хлорированных углеводородов (дибензпарадиоксинов, дибензофуранов) с Ah-рецептором цитозоля мембраны иммуноцита с последующим поступлением в ядро клетки и взаимодействием с ДНК; действие медиаторов и гормонов центральной и периферической нервной и эндокринной систем на рецепторы мембраны иммуноцита; инактивация ферментов цитозоля и мембраны лимфоцитов (ацетилхолинэстеразы, коферментов пируватоксидазной системы и др.), а также энзимов системы тканевого дыхания в митохондриях иммуноцитов; индукция или ингибирование синтеза Р-450-зависимых монооксигеназ, локализованных преимущественно в естественных клетках-киллерах и Т-лимфоцитах; воздействие на мембрану клеток, её повреждение с последующим образованием аутоантител, взаимодействующих с иммуноцитом. В процессе иммуногенеза ксенобиотики могут оказывать воздействие на различные иммуноциты и их предшественники вплоть до полипотентной стволовой кроветворной клетки. При взаимодействия макрофагов, Т- (Th2-клеток) и В-лимфоцитов, в результате чего осуществляется Т-зависимое антителообразование (синтез иммуноглобулинов плазмоцитами, в которые дифференцируются В-лимфоциты), ксенобиотики могут воздействовать как на клетки, участвующие в данной кооперации, так и на продукцию ими различных цитокинов (факторы некроза опухоли, интерфероны, интерлейкины) макрофагами и Th2-лимфоцитами, в результате чего снижается синтез иммуноглобулинов различных классов, а при реакциях гиперчувствительности индуцируется продукция иммуноглобулинов класса Е. Ксенобиотики могут поражать преимущественно Т-лимфоциты, большинство ксенобиотиков (Забродский П. Ф., 2007); (Descotes J., 1986, 2004), некоторые иммунодепрессанты (рапамицин) (метанол, формальдегид, муравьиная кислота) , , , ряд фармакологических средств (метотрексат), относящихся к иммуносупрессантам (иммунодепрессантам), способных поражать В-лимфоциты и плазматические клетки, снижая продукцию ими иммуноглобулинов. Действие ксенобиотиков на механизм реализации клеточного иммунитета, осуществляемое цитотоксическими Т-лимфоцитами (Т-киллерами) при участии Th2-лимфоцитов многообразно. Его нарушение может быть связано с действием токсиканта на поглощение, переработку, представление его с молекулами главного комплекса гистосовместимости класса II Th1-лимфоцитам, продуцирующими γ-интерферон и другие цитокины, на предшественники Т-клеток-киллеров, регуляторных Т-лимфоцитов, функцию Т-киллеров, осуществляющих цитотоксическую реакцию. Причиной вторичных (в том числе постинтоксикационных) иммунодефицитных состояний может быть повреждение структуры ДНК лимфоцитов и/или процессов репарации ДНК под влиянием эндогенных метаболитов или фармакологических средств, а нарушения функционирования иммуноцитов могут быть обусловлены неполноценностью процессов реанжировки генов иммуноглобулинов, так как в этих процессах участвуют те же ферменты, что и в репарации ДНК (Забродский П. Ф., 2002). Таким образом, иммунотоксичность ксенобиотиков может рассматриваться на различных уровнях интеграции организма: систем и органов, клеточном, субклеточном и молекулярном. Кроме того, необходимо учитывать, что реализация иммунотропных эффектов токсикантов происходит на различных стадиях иммуногенеза, а также в процессе кооперации клеток при индуцировании гуморального или клеточного иммунных ответов. В зависимости от преимущественного изменения неспецифической резистентности организма, гуморальных и клеточных иммунных реакций или особенностей их комбинированного поражения могут быть выделены различные типы нарушений неспецифической резистентности организма и иммунного статуса (Забродский П. Ф., 1998, 2002, 2007; Descotes J., 1986, 2004). Реакции гиперчувствительности Как правило, ксенобиотики угнетают в той или иной степени неспецифическую резистентность организма, гуморальный и клеточный иммунные ответы. В то же время, не исключены различные реакции гиперчувствительности (1—5-го типов, когда определённые реакции системы иммунитета повышаются). Данные реакции, как и супрессия иммунного ответа, могут являются проявлением иммунотоксичности ксенобиотиков.


wikipedia

Келиманские горы, Келиман () — горный массив в Восточных Карпатах на границе Буковины и Трансильвании (Румыния). Длина около 70 км, высота до 2104 м (гора Петрос). Сложены главным образом вулканическими породами неогена. Глубоко расчленены реками. В ландшафте горы Петрос следы древнего оледенения. На склонах гор буковые, смешанные и еловые леса. Выше леса сменяются субальпийскими и альпийскими лугами. Ссылки Фотогалерея Келиманских гор Карпаты Горы Румынии Буковина Трансильвания


Сафа́р Амиршо́ев (Амершаев, Амиршаев) (15 декабря 1912 — 16 июля 1944) — участник Великой Отечественной войны, командир орудия 213-го гвардейского гаубичного артиллерийского полка 8-й гвардейской гаубичной артиллерийской бригады 3-й гвардейской артиллерийской дивизии прорыва, 5-го артиллерийского корпуса прорыва 5-й армии 3-го Белорусского фронта. Герой Советского Союза (; посмертно), гвардии старший сержант. Биография Родился в декабре 1912 года в кишлаке Заргар (ныне Ховалингский район, Хатлонская область, Таджикистан) в крестьянской семье. По национальности таджик. Член ВКП(б)/КПСС с 1943 года. Получил неполное среднее образование. С 1935 года по 1937 год проходил срочную службу в Красной Армии. Затем работал инспектором райфинотдела, заведующим магазином. В июне 1941 года вновь призван в Красную Армию и направлен на фронт. Командир орудия 213-го гвардейского гаубичного артиллерийского полка гвардии старший сержант Сафар Амиршоев особо отличился 16 июня 1944 года северо-западнее пгт (ныне город) Жежмаряй (Кайшядорский район, Литовской ССР). Во время боя с прорвавшимися танками противника, он первым развернул гаубицу и подбил головной танк. В ходе ожесточённого боя были ранены все бойцы расчёта. Сам он получил два ранения, но смог подбить ещё два танка и погиб. Указом Президиума Верховного Совета СССР от за образцовое выполнение боевых заданий Командования на фронте борьбы с немецкими захватчиками и проявленные при этом отвагу и геройство гвардии старшему сержанту Амиршоеву Сафару посмертно присвоено звание Героя Советского Союза. Награды Медаль «Золотая Звезда» Героя Советского Союза Орден Ленина Медали Память Похоронен в братской могиле в Жежмаряе. На родине установлен бюст Героя. Его имя было присвоено джамоату, средней школе и пионерским отрядам. Имя Сафара Амиршоева носят улицы в Душанбе, Кулябе, Дахане, Жежмаряе. Примечания Литература Ссылки Газета «Красная Звезда» от 19.09.2001 г. Статья «С чего начинается армия?» Артиллеристы Великой Отечественной войны Погибшие в боях Великой Отечественной войны Похороненные в Кайшядорском районе


Михаил Иванович Андрейчев (, д. Узуновка, Михайловский уезд, Рязанская губерния — , Железнодорожный, Россия) — герой Великой Отечественной войны, полный кавалер ордена Славы, русский, полковник. Биография Родился в д. Узуновка Михайловского уезда Рязанской губернии в семье крестьянина. Окончил 10 классов. Работал в колхозе. В Красной Армии с 1943 г. На фронте в Великую Отечественную войну с сентября 1943 г. у д. Старина Могилёвской области наводчик ПТР ефрейтор Андрейчев был ранен, но не оставил поля боя и продолжал выполнять боевую задачу; гранатой поразил 5 солдат врага, за что был награждён орденом славы 3-й степени. у д. Бояры Гродненской области Гвардии рядовой Андрейчев первым ворвался во вражескую траншею и ликвидировал 4 солдат, а также подавил огневую точку, за что был награждён орденом славы 3-й степени (27.02.1958 г. перенаграждён орденом Славы 1 степени) Командир отделения 252-го гвардейского стрелкового полка сержант Андрейчев в ночь на близ г. Гумбиннен, с отделением отразил 3 контратаки противника и уничтожил до взвода гитлеровцев. Лично Андрейчев подбил БТР, чем способствовал выполнению боевой задачи ротой, за что был награждён Орденом Славы 2-й степени. В 1947 г. окончил Рижское военно-политическое училище, а в 1976 г. Андрейчев уволен в запас в звании полковника. Жил в городе Железнодорожный. Работал инженером на Московском электроламповом заводе. Скончался 10 ноября 2013 года. Награды Орден Отечественной войны I степени Орден Отечественной войны II степени(8 сентября 1944) орден Славы 3 степени (5.04.1944); орден Славы 2 степени (30.03.1945); орден Славы 1 степени (27.02.1958), перенаграждён со вторичного ордена Славы 3-й степени от 25 сентября 1944 года; Медаль Жукова Медаль За отвагу (1943) Медаль «За боевые заслуги» Медаль «В ознаменование 100-летия со дня рождения Владимира Ильича Ленина» (6 апреля 1970) Медаль «За победу над Германией в Великой Отечественной войне 1941—1945 гг.» (9 мая 1945) Юбилейная медаль «Двадцать лет Победы в Великой Отечественной войне 1941—1945 гг.» (7 мая 1965) Юбилейная медаль «Тридцать лет Победы в Великой Отечественной войне 1941—1945 гг.» Медаль «Сорок лет Победы в Великой Отечественной войне 1941-1945 гг.» Юбилейная медаль «50 лет Победы в Великой Отечественной войне 1941—1945 гг.» Медаль «За взятие Кёнигсберга» (9 июня 1945) Медаль «Ветеран Вооружённых Сил СССР» Медаль «30 лет Советской Армии и Флота». Юбилейная медаль «40 лет Вооружённых Сил СССР» Юбилейная медаль «50 лет Вооружённых Сил СССР» (26 декабря 1967) Юбилейная медаль «60 лет Вооружённых Сил СССР» (28 января 1978) Юбилейная медаль «70 лет Вооружённых Сил СССР» (28 января 1988) Медаль «За безупречную службу» I степени Знак «Гвардия» Знак МО СССР «25 лет Победы в Великой Отечественной войне» (24 апреля 1970) Память На могиле установлен надгробный памятник 6 мая 2000 года присвоено звание почётный гражданин г. Железнодорожного.(Постановлением Главы города № 1058 от 6 мая 2000 г.) Примечания Литература Железнодорожный. Краеведческий альманах музея г. Железнодорожный. На сайте краеведческого музея г. Железнодорожного Источники Батуркин П. А., Зарубин В. Ф. Кавалеры славы ратной. Рязань, 1987. с.17-20. Ссылки Андрейчев Михаил Иванович на сайте МО РФ Андрейчев Михаил Иванович на сайте краеведческого музея Полные кавалеры ордена Славы Почётные граждане Железнодорожного Выпускники Рижского высшего военно-политического училища имени Маршала Советского Союза С. С. Бирюзова


Мерку́рий — наименьшая планета Солнечной системы и самая близкая к Солнцу. Названа в честь древнеримского бога торговли — быстрого Меркурия, поскольку она движется по небу быстрее других планет. Её период обращения вокруг Солнца составляет всего 87,97 земных суток — самый короткий среди всех планет Солнечной системы. Видимое расстояние Меркурия от Солнца, если смотреть с Земли, никогда не превышает 28°. Эта близость к Солнцу означает, что планету можно увидеть только в течение небольшого времени после захода или до восхода солнца, обычно в сумерках. В телескоп у Меркурия можно увидеть фазы, изменяющиеся от тонкого серпа до почти полного диска, как у Венеры и Луны, а иногда он проходит по диску Солнца. Период изменения фаз Меркурия равен синодическому периоду его обращения — примерно 116 дней. Ось Меркурия имеет наименьший наклон из всех планет Солнечной системы (около 1/30°). Однако эксцентриситет орбиты у него максимальный среди них, и поэтому в перигелии расстояние Меркурия от Солнца составляет всего около двух третей (66 %) от его расстояния в афелии. Поверхность Меркурия покрыта ударными кратерами и внешне похожа на лунную, что указывает на отсутствие внутренней геологической активности в последние миллиарды лет. Поскольку атмосферы у Меркурия почти нет, температура его поверхности меняется сильнее, чем на любой другой планете Солнечной системы: от 100 К (−173 °C) ночью до 700 К (+427 °C) днём в экваториальных регионах. Полярные области постоянно охлаждены ниже 180 К (−93 °С). Известных природных спутников у планеты нет. Меркурий посетили два космических аппарата: в 1974 и 1975 годах рядом с ним пролетел «Маринер-10», а с 2008 до 2015 года его исследовал MESSENGER. Последний в 2011 году вышел на орбиту вокруг планеты и, сделав за четыре года более 4000 витков вокруг неё, 30 апреля 2015 года израсходовал топливо и врезался в поверхность. Планируется, что в 2025 году к Меркурию прибудет космический аппарат BepiColombo. Общие сведения Среднее расстояние Меркурия от Солнца чуть меньше 58 млн км (57,91 млн км). Планета обращается вокруг Солнца за 88 земных суток. Видимая звёздная величина Меркурия колеблется от −2,43 до 5,5 при нижнем и верхнем соединении, но его нелегко заметить из-за близости к Солнцу. Меркурий относится к планетам земной группы. По своим физическим характеристикам он напоминает Луну. У него нет естественных спутников, но есть очень разрежённая атмосфера. Планета обладает крупным железным ядром, являющимся источником магнитного поля, напряжённость которого составляет 0,01 от земного магнитного поля. Ядро Меркурия составляет 83 % от всего объёма планеты. Температура на поверхности Меркурия колеблется от 80 до 700 К (от −190 до +430 °C). Солнечная сторона нагревается гораздо больше, чем полярные области и обратная сторона планеты. Радиус Меркурия составляет всего 2439,7 ± 1,0 км, что меньше радиуса спутника Юпитера Ганимеда и спутника Сатурна Титана (двух самых больших спутников планет в Солнечной системе). Но несмотря на меньший радиус, Меркурий превосходит Ганимед и Титан вместе взятые по массе. Масса планеты равна 3,3 кг. Средняя плотность Меркурия довольно велика — 5,43 г/см3, что лишь незначительно меньше плотности Земли. Учитывая, что Земля намного больше по размерам, значение плотности Меркурия указывает на повышенное содержание в его недрах металлов. Ускорение свободного падения на Меркурии равно 3,70 м/с2. Вторая космическая скорость — 4,25 км/с. О планете пока известно сравнительно немного. Только в 2009 году учёные составили первую полную карту Меркурия, используя снимки аппаратов «Маринер-10» и «Мессенджер». После лишения Плутона в 2006 году статуса планеты к Меркурию перешло звание самой маленькой планеты Солнечной системы. Астрономия Астрономические характеристики Видимая звёздная величина Меркурия колеблется от −2,43m до 5,5m, но его нелегко заметить по причине небольшого углового расстояния от Солнца (максимум 28,3°). Наиболее благоприятные условия для наблюдения Меркурия — в низких широтах и вблизи экватора: это связано с тем, что продолжительность сумерек там наименьшая. В средних широтах найти Меркурий гораздо труднее и возможно только в период наилучших элонгаций. В высоких широтах планету практически никогда (за исключением затмений) нельзя увидеть на тёмном ночном небе: Меркурий виден в течение очень небольшого промежутка времени после наступления сумерек. Наиболее благоприятные условия для наблюдения Меркурия в средних широтах обоих полушарий складываются около равноденствий (продолжительность сумерек при этом минимальная). Оптимальным временем для наблюдений планеты являются утренние или вечерние сумерки в периоды его элонгаций (периодов максимального удаления Меркурия от Солнца на небе, наступающих несколько раз в год). Астрономический символ Меркурия (☿) представляет собой стилизованное изображение символа римского бога Меркурия (или греческого Гермеса) — кадуцея с двумя переплетёнными змеями на его вершине. Этот символ использовался уже в греческих папирусах 3-4 века н.э.; в средневековье, как и к некоторым другим символам, был добавлен крест. Небесная механика Меркурия Меркурий движется вокруг Солнца по довольно сильно вытянутой эллиптической орбите (эксцентриситет 0,205) на среднем расстоянии 57,91 млн км (0,387 а.е.). В перигелии Меркурий находится в 45,9 млн км от Солнца (0,3 а.е.), в афелии — в 69,7 млн км (0,46 а.е.), таким образом, в перигелии Меркурий более чем в полтора раза ближе к Солнцу, чем в афелии. Наклон орбиты к плоскости эклиптики равен 7°. Средняя скорость движения планеты по орбите — 48 км/с (в афелии — 38,7 км/с, а в перигелии — 56,6 км/с). Расстояние от Меркурия до Земли меняется от 82 до 217 млн км. Поэтому при наблюдении с Земли Меркурий за несколько дней изменяет своё положение относительно Солнца от запада (утренняя видимость) к востоку (вечерняя видимость). . Продолжительность одних звёздных суток на Меркурии составляет 58,65 земных, то есть 2/3 меркурианского года, а солнечных — 176 земных, то есть два меркурианских года: продолжительность меркурианского дня (и соответственно ночи) равна продолжительности меркурианского года. Такое соотношение периодов вращения вокруг оси и обращения Меркурия вокруг Солнца является уникальным для Солнечной системы явлением. Оно, предположительно, объясняется тем, что приливное воздействие Солнца отбирало момент количества движения и тормозило вращение, которое было первоначально более быстрым, до тех пор, пока оба периода не оказались связаны целочисленным отношением. В результате за один меркурианский год Меркурий успевает повернуться вокруг своей оси на пол-оборота относительно Солнца (полтора относительно звёзд). То есть если в момент прохождения Меркурием перигелия определённая точка его поверхности обращена точно к Солнцу, то при следующем прохождении перигелия к Солнцу будет обращена в точности противоположная точка поверхности, а ещё через один меркурианский год Солнце снова вернётся в зенит над первой точкой. В результате такого движения планеты на ней можно выделить «горячие долготы» — два противоположных меридиана, которые попеременно обращены к Солнцу во время прохождения Меркурием перигелия, и на которых из-за этого бывает особенно горячо даже по меркурианским меркам. Поскольку на Меркурии нет смены времён года, рядом с полюсами есть области, которые солнечные лучи не освещают. Исследования, проведённые с помощью радиотелескопа в Аресибо, позволяют предположить, что в этой холодной и тёмной зоне существуют ледники. Слой водяного льда может достигать 2 м; он, вероятно, покрыт слоем пыли. Комбинация осевого и орбитального движений Меркурия благодаря вытянутой орбите порождает ещё одно интересное явление. Скорость вращения планеты вокруг оси — величина практически постоянная, в то время как скорость орбитального движения постоянно изменяется. На участке орбиты вблизи перигелия в течение примерно 8 суток угловая скорость орбитального движения превышает угловую скорость вращательного движения. В результате Солнце на небе Меркурия описывает петлю, как сам Меркурий на небе Земли. На долготах близких к 90° и 270° Солнце после восхода останавливается, поворачивает обратно и заходит почти в той же точке, где взошло. Но спустя несколько земных суток Солнце восходит снова в той же точке и уже надолго. Этот эффект иногда называют эффектом Иисуса Навина, по имени Иисуса Навина, который, согласно Библии, однажды остановил движение Солнца (). Около захода картина повторяется в обратном порядке. Интересно также, что, хотя ближайшими по расположению орбит к Земле являются Марс и Венера, Меркурий в среднем чаще других является ближайшей к Земле планетой (поскольку другие планеты отдаляются в большей степени, не будучи столь «привязанными» к Солнцу). Прохождение по диску Солнца Прохождение Меркурия по диску Солнца — довольно редкое астрономическое явление, однако, оно случается намного чаще, чем, например, прохождения Венеры, поскольку Меркурий находится ближе к Солнцу и меркурианский год короче. Прохождение Меркурия может произойти в мае или в ноябре. В XXI веке произойдёт 14 прохождений Меркурия по Солнцу, ближайшее будет 13 ноября 2032 года. Возможно также одновременное прохождение по диску Солнца и Венеры одновременно с Меркурием, но такое событие бывает исключительно редко. Ближайший совместный транзит Венеры и Меркурия будет 26 июля 69 163 года. Прохождение Меркурия может произойти и в момент солнечного затмения. Подобное крайне редкое совпадение случится 30 мая 6757 года. Аномальная прецессия орбиты Меркурий находится близко к Солнцу, поэтому эффекты общей теории относительности проявляются в его движении в наибольшей мере среди всех планет Солнечной системы. Уже в 1859 году французский математик и астроном Урбен Леверье сообщил, что существует медленная прецессия перигелия Меркурия, которая не может быть полностью объяснена на основе расчёта влияния известных планет согласно ньютоновской механике.


Прецессия перигелия Меркурия составляет 574,10 ± 0,65″ (угловых секунд) за столетие в гелиоцентрической системе координат, или 5600 угловых секунд (≈1,7°) за столетие в геоцентрической системе координат. Расчёт влияния всех других небесных тел на Меркурий согласно ньютоновской механике даёт прецессию соответственно 531,63 ± 0,69 и 5557 угловых секунд за столетие. Пытаясь объяснить наблюдаемый эффект, Леверье предположил, что существует ещё одна планета (или, возможно, пояс небольших астероидов), орбита которой расположена ближе к Солнцу, чем у Меркурия, и которая вносит возмущающее влияние (другие объяснения рассматривали неучтённое полярное сжатие Солнца). Благодаря ранее достигнутым успехам в поисках Нептуна с учётом его влияния на орбиту Урана данная гипотеза стала популярной, и искомая гипотетическая планета даже получила название — Вулкан. Однако эта планета так и не была обнаружена. Так как ни одно из этих объяснений не выдержало проверки наблюдениями, некоторые физики начали выдвигать более радикальные гипотезы, что необходимо изменять сам закон тяготения, например, менять в нём показатель степени или добавлять в потенциал члены, зависящие от скорости тел. Однако большинство таких попыток оказались противоречивыми. В начале XX века общая теория относительности дала объяснение наблюдаемой прецессии. Эффект очень мал: релятивистская «добавка» составляет всего 42,98 угловой секунды за век, что составляет 7,5 % (1/13) от общей скорости прецессии, так что потребуется по меньшей мере 12 млн оборотов Меркурия вокруг Солнца, чтобы перигелий вернулся в положение, предсказанное классической теорией. Подобное, но меньшее смещение существует и для других планет — 8,62 угловой секунды за век для Венеры, 3,84 для Земли, 1,35 для Марса, а также астероидов — 10,05 для Икара. Планетология Магнитное поле Меркурий обладает магнитным полем, напряжённость которого, по результатам измерения «Маринера-10», примерно в 100 раз меньше земного и составляет ~300 нТл. Магнитное поле Меркурия имеет дипольную структуру и в высшей степени симметрично, а его ось всего на 10 градусов отклоняется от оси вращения планеты, что налагает существенное ограничение на круг теорий, объясняющих его происхождение. Магнитное поле Меркурия, возможно, образуется в результате эффекта динамо, то есть так же, как и на Земле. Этот эффект является результатом циркуляции вещества в жидком ядре планеты. Из-за выраженного эксцентриситета орбиты планеты и близости к Солнцу возникает чрезвычайно сильный приливный эффект. Он поддерживает ядро в жидком состоянии, что необходимо для проявления «эффекта динамо». В 2015 году учёные из США, Канады и РФ оценили нижнюю границу среднего возраста магнитного поля Меркурия в 3,7—3,9 миллиарда лет. Магнитное поле Меркурия достаточно сильное, чтобы влиять на движение солнечного ветра вокруг планеты, создавая магнитосферу. Магнитосфера планеты, хотя и настолько мала, что может поместиться внутри Земли, достаточно мощная, чтобы захватить заряженные частицы (плазму) солнечного ветра. Результаты наблюдений, полученные «Маринером-10», указывают на существование низкоэнергетической плазмы в магнитосфере с ночной стороны планеты. В «подветренном» хвосте магнитосферы были обнаружены всплески высокоэнергетических частиц, что указывает на динамические качества магнитосферы планеты. Во время второго пролёта мимо планеты 6 октября 2008 года «Мессенджер» обнаружил, что магнитное поле Меркурия может иметь значительное количество «окон» — зон со сниженной напряжённостью магнитного поля. Приборы космического аппарата обнаружили явление магнитных вихрей — сплетённых узлов магнитного поля, соединяющих аппарат с магнитным полем планеты. Вихрь достигал 800 км в поперечнике, что составляет треть радиуса планеты. Такая вихревая форма магнитного поля порождается солнечным ветром. Так как солнечный ветер обтекает магнитное поле планеты, силовые линии магнитного поля связываются с плазмой солнечного ветра и увлекаются им, завиваясь в вихреподобные структуры. Эти вихри магнитного поля формируют «окна» в планетарном магнитном щите, через которые заряженные частицы солнечного ветра проникают сквозь него и достигают поверхности Меркурия. Процесс связи планетного и межпланетного магнитных полей, названный магнитным пересоединением, — обычное явление в космосе. Оно наблюдается и в магнитосфере Земли, при этом возникают магнитные вихри. Однако, по наблюдениям «Мессенджера», частота присоединения магнитного поля к плазме солнечного ветра в магнитосфере Меркурия в 10 раз выше. Атмосфера При пролёте космического аппарата «Маринер-10» мимо Меркурия было установлено наличие у планеты предельно разреженной атмосферы, давление которой в 5 раз меньше давления земной атмосферы. В таких условиях атомы чаще сталкиваются с поверхностью планеты, чем друг с другом. Атмосферу составляют атомы, захваченные из солнечного ветра или выбитые солнечным ветром с поверхности, — гелий, натрий, кислород, калий, аргон, водород. Среднее время жизни отдельного атома в атмосфере — около 200 суток. Имеющихся у Меркурия магнитного поля и гравитации недостаточно для сохранения атмосферных газов от диссипации и поддержания плотной атмосферы. Близость к Солнцу влечёт мощнейший солнечный ветер и высокие температуры (при сильном нагреве газы активнее покидают атмосферу). В то же время Марс, обладающий почти равной с Меркурием гравитацией, но расположенный в 4—5 раз дальше от Солнца, даже без магнитного поля не полностью растерял атмосферу. Водород и гелий, вероятно, поступают на планету с солнечным ветром, диффундируя в её магнитосферу, и затем уходят обратно в космос. Радиоактивный распад элементов в коре Меркурия является другим источником гелия, а также аргона-40, образующегося в результате распада слаборадиоактивного природного изотопа калия-40. Присутствуют водяные пары, выделяющиеся в результате ряда процессов, таких как удары комет о поверхность планеты, образование воды из водорода солнечного ветра и кислорода, содержащегося в оксидах пород и минералов, сублимация льда, который, возможно, находится в постоянно затенённых полярных кратерах. Нахождение значительного числа связанных с водой ионов, таких как O+, OH− и H2O+, стало неожиданностью для исследователей. Так как значительное число этих ионов было найдено в окружающем Меркурий космосе, учёные предположили, что они образовались из молекул воды, разрушенных на поверхности или в экзосфере планеты солнечным ветром. 5 февраля 2008 года группа астрономов из Бостонского университета под руководством Джеффри Бомгарднера объявила об открытии у Меркурия кометоподобного хвоста длиной более 2,5 млн км. Обнаружили его при наблюдениях с наземных обсерваторий в дублетной спектральной линии натрия. До этого было известно о хвосте длиной не более 40 тыс. км. Первое изображение натриевого хвоста этой группой было получено в июне 2006 года с помощью 3,7-метрового телескопа Военно-воздушных сил США на горе Халеакала (Гавайи), а затем использовали ещё три меньших инструмента: один на Халеакала и два на обсерватории Макдональд (штат Техас). Телескоп с 4-дюймовой апертурой (100 мм) использовался для создания изображения с большим полем зрения. Изображение длинного хвоста Меркурия было получено в мае 2007 года Джоди Вилсоном (старший научный сотрудник) и Карлом Шмидтом (аспирант). Видимая угловая длина хвоста для наблюдателя с Земли составляет порядка 3°. Новые данные о хвосте Меркурия появились после второго и третьего пролёта АМС «Мессенджер» в начале ноября 2009 года. На основе этих данных сотрудники НАСА смогли предложить модель данного явления. Существование хвоста у Меркурия было предсказано в 1980-х годах. Геология Меркурия Гипотезы образования Основной гипотезой появления Меркурия и других планет является небулярная гипотеза. С XIX века существует гипотеза, что Меркурий в прошлом был спутником планеты Венеры, а впоследствии был ею «потерян». В 1976 году Том ван Фландерн и К. Р. Харрингтон на основании математических расчётов показали, что эта гипотеза хорошо объясняет большую вытянутость (эксцентриситет) орбиты Меркурия, его резонансный характер обращения вокруг Солнца и потерю вращательного момента как у Меркурия, так и у Венеры (у последней также — приобретение вращения, обратного обычному в Солнечной системе). Согласно другой модели, на заре формирования Солнечной системы прото-Меркурий почти по касательной столкнулся с прото-Венерой, в результате чего значительные части мантии и коры раннего Меркурия были рассеяны в окружающее пространство и потом собраны Венерой. Сейчас есть несколько версий происхождения относительно большого внутреннего ядра Меркурия. Самая распространённая из них говорит, что первоначально отношение массы металлов к массе силикатных пород у этой планеты было близким к обычному для твёрдых тел Солнечной системы (внутренних планет и самых распространённых метеоритов — хондритов). При этом масса Меркурия превышала нынешнюю приблизительно в 2,25 раза. Затем, согласно этой версии, он столкнулся с планетезималью массой около 1/6 его собственной массы на скорости ~20 км/с. Большую часть коры и верхнего слоя мантии унесло в космическое пространство, где они и рассеялись. Ядро планеты, состоящее из более тяжёлых элементов, сохранилось. По другой гипотезе, Меркурий сформировался в уже крайне обеднённой лёгкими элементами внутренней части протопланетного диска, откуда они были выметены давлением солнечного излучения и солнечным ветром во внешние области Солнечной системы. Геологическая история Как и у Земли, Луны и Марса, геологическая история Меркурия разделена на периоды (понятие эр используется только для Земли). Это деление установлено по относительному возрасту деталей рельефа планеты. Их абсолютный возраст, измеряемый в годах и оцениваемый по концентрации кратеров, известен с низкой точностью. Эти периоды названы по именам характерных кратеров.


Их последовательность (от более ранних к более поздним, с датировками начала): дотолстовский (~4,5 млрд лет назад), толстовский ( лет назад), калорский ( лет назад), мансурский ( лет назад) и койперский ( лет назад). После формирования Меркурия 4,6 млрд лет назад происходила интенсивная бомбардировка планеты астероидами и кометами. Последняя сильная бомбардировка планеты окончилась 3,8 млрд лет назад. Вулканическая активность, вероятно, была характерна для молодого Меркурия. Часть регионов, например, равнина Жары, была покрыта лавой. Это приводило к образованию гладких равнин внутри кратеров, наподобие лунных морей, но сложенных светлыми породами. Вулканизм на Меркурии закончился, когда толщина коры увеличилась настолько, что лава уже не могла изливаться на поверхность планеты. Это, вероятно, произошло в первые 700—800 млн лет его истории. В дальнейшем, когда Меркурий остывал от извержений лавы, объём его уменьшался, и каменная оболочка, остывшая и затвердевшая раньше, чем недра, вынуждена была сжиматься. Это приводило к растрескиванию внешней каменной коры планеты и наползанию одного края на другой с образованием своего рода «чешуи», в которой один слой пород надвинут на другой. Верхний слой, надвинувшийся на более низкий, приобретал выпуклый профиль, напоминая застывшую каменную волну. Следы таких движений до сих пор отчётливо видны на поверхности Меркурия в виде уступов высотой в несколько километров, имеющих извилистую форму и протяжённость в сотни километров. Такое сжатие коры планеты безусловно сопровождалось сильными землетрясениями. В 2016 году было обнаружено, что тектоническая активность на Меркурии имела место и в последние 50 миллионов лет, приводя к землетрясениям магнитудой до 5 баллов. Все последующие изменения рельефа обусловлены ударами о поверхность планеты внешних космических тел. Геология и внутреннее строение До недавнего времени предполагалось, что в недрах Меркурия находится твёрдое металлическое ядро радиусом 1800—1900 км, содержащее 60 % массы планеты, так как КА «Маринер-10» обнаружил слабое магнитное поле, и считалось, что планета с таким малым размером не может иметь жидкого металлического ядра. Но в 2007 году группа Жана-Люка Марго подвела итоги пятилетних радарных наблюдений за Меркурием, в ходе которых были замечены вариации вращения планеты, слишком большие для модели недр планеты с твёрдым ядром. Поэтому сегодня можно с высокой долей уверенности говорить, что ядро планеты именно жидкое. Ядро окружено силикатной мантией толщиной 500—600 км. Согласно данным «Маринера-10» и наблюдениям с Земли толщина коры планеты составляет от 100 до 300 км. Анализ данных, собранных зондом «Мессенджер», с использованием модели изостазии Эйри показал, что толщина коры Меркурия составляет 26 ± 11 км. Жидкое железно-никелевое ядро Меркурия составляет около 3/4 его диаметра, что примерно равно размеру Луны. Оно очень массивное по сравнению с ядром других планет. Концентрация железа в ядре Меркурия выше, чем у любой другой планеты Солнечной системы. Было предложено несколько теорий для объяснения этого факта. Согласно наиболее широко поддерживаемой в научном сообществе теории, Меркурий изначально имел такое же соотношение металла и силикатов, как в обычном метеорите, имея массу в 2,25 раза больше, чем сейчас. Однако в начале истории Солнечной системы в Меркурий ударилось планетоподобное тело, имеющее в 6 раз меньшую массу и несколько сот километров в поперечнике. В результате удара от планеты отделилась большая часть изначальной коры и мантии, из-за чего относительная доля ядра в составе планеты увеличилась. Подобная гипотеза, известная как теория гигантского столкновения, была предложена и для объяснения формирования Луны. Однако этой версии противоречат первые данные исследования элементного состава поверхности Меркурия с помощью гамма-спектрометра АМС «Мессенджер», который даёт возможность измерить содержание радиоактивных изотопов: оказалось, что на Меркурии много летучего элемента калия (по сравнению с более тугоплавкими ураном и торием), что не согласуется с высокими температурами, неизбежными при столкновении. Поэтому предполагается, что элементный состав Меркурия соответствует первичному элементному составу материала, из которого он сформировался, близкому к энстатитовым хондритам и безводным кометным частицам, хотя содержание железа в исследованных к настоящему времени энстатитовых хондритах недостаточно для объяснения высокой средней плотности Меркурия. Поверхность Поверхность Меркурия во многом напоминает лунную — она сильно кратерирована. Плотность кратеров на поверхности различна на разных участках. От молодых кратеров, как и у кратеров на Луне в разные стороны тянутся светлые лучи. Предполагается, что более густо усеянные кратерами участки являются более древними, а менее густо усеянные — более молодыми, образовавшимися при затоплении лавой более старой поверхности. В то же время крупные кратеры встречаются на Меркурии реже, чем на Луне. Самый большой кратер на Меркурии — бассейн равнины Жары (1525×1315 км). Среди кратеров с собственным именем первое место занимает вдвое меньший кратер Рембрандт, его поперечник составляет 716 км. Однако сходство Меркурия и Луны неполное — на Меркурии существуют образования, которые на Луне не встречаются. Важным различием гористых ландшафтов Меркурия и Луны является присутствие на Меркурии многочисленных зубчатых откосов, простирающихся на сотни километров, — уступов (эскарпов). Изучение их структуры показало, что они образовались при сжатии, сопровождавшем остывание планеты, в результате которого площадь поверхности Меркурия уменьшилась на 1 %. Наличие на поверхности Меркурия хорошо сохранившихся больших кратеров говорит о том, что в течение последних там не происходило в широких масштабах движение участков коры, а также отсутствовала эрозия поверхности, последнее почти полностью исключает возможность существования в истории Меркурия сколько-нибудь существенной атмосферы. Благодаря зонду «Мессенджер», заснявшему всю поверхность Меркурия, выявлено, что она однородна. Этим Меркурий не схож с Луной или Марсом, у которых одно полушарие резко отличается от другого. Самая высокая точка на Меркурии (+4,48 километра над средним уровнем) расположена к югу от экватора в одной из старейших областей на планете, а самая низкая точка (−5,38 километра ниже среднего уровня) находится на дне Рахманиновского бассейна, окружённого двойным кольцом загадочных гор, которые, по предположению учёных, являются одними из последних вулканических проявлений на планете. Первые данные исследования элементного состава поверхности с помощью рентгенофлуоресцентного спектрометра аппарата «Мессенджер» показали, что она бедна алюминием и кальцием по сравнению с плагиоклазовым полевым шпатом, характерным для материковых областей Луны. В то же время поверхность Меркурия сравнительно бедна титаном и железом и богата магнием, занимая промежуточное положение между типичными базальтами и ультраосновными горными породами типа земных коматиитов. Обнаружено также относительное изобилие серы, что предполагает восстановительные условия при формировании поверхности планеты. Кратеры Кратеры на Меркурии варьируют от маленьких впадин, имеющих форму чаши, до многокольцевых ударных кратеров, имеющих в поперечнике сотни километров. Они находятся на разных стадиях разрушения. Есть относительно хорошо сохранившиеся кратеры с длинными лучами вокруг них, которые образовались в результате выброса вещества в момент удара. Некоторые кратеры разрушены очень сильно. Меркурианские кратеры отличаются от лунных меньшим размером окружающего ореола выбросов, из-за большей силы тяжести на Меркурии. Одна из самых заметных деталей поверхности Меркурия — равнина Жары (). Она получила такое название потому, что расположена вблизи одной из «горячих долгот». Эта лавовая равнина заполняет кратер (импактный бассейн) размером — крупнейший на планете. Его вал местами (горы Жары) превышает 2 км. В центре равнины находится своеобразная система борозд, получившая название Пантеон (неофициальное название — «Паук»). Вероятно, тело, при ударе которого образовался кратер, имело поперечник не менее 100 км. Удар был настолько сильным, что сейсмические волны прошли всю планету насквозь и, сфокусировавшись в противоположной точке поверхности, привели к образованию здесь своеобразного пересечённого «хаотического» ландшафта. Самый яркий участок поверхности Меркурия — 60-километровый кратер Койпер. Вероятно, это один из наиболее молодых крупных кратеров планеты. В 2012 году учёные обнаружили ещё одну интересную последовательность кратеров на поверхности Меркурия. Их конфигурация напоминает лицо Микки Мауса. Возможно, в будущем и эта цепь кратеров получит своё название. Особенности номенклатуры Правила именования деталей рельефа Меркурия утверждены на XV Генеральной ассамблее Международного астрономического союза в 1973 году: Крупнейший объект на поверхности Меркурия, диаметром около 1500 км, назван равниной Жары, поскольку она располагается на одном из двух меридианов, где температура достигает рекордных значений. Это многокольцевая структура ударного происхождения, залитая застывшей лавой. Другая равнина, находящаяся в области минимальных температур, у северного полюса, названа Северной равниной. Остальные подобные формирования получили название планеты Меркурий или аналога римского бога Меркурия в языках разных народов мира. Например: равнина Суйсей (планета Меркурий по-японски) и равнина Будх (планета Меркурий на хинди), равнина Собкоу (планета Меркурий у древних египтян), равнина Одина (скандинавского бога) и равнина Тир (древнее персидское название Меркурия). Кратеры Меркурия (за двумя исключениями) получают название в честь известных людей в гуманитарной сфере деятельности (архитекторы, музыканты, писатели, поэты, философы, фотографы, художники). Например: Барма, Белинский, Глинка, Гоголь, Державин, Лермонтов, Мусоргский, Пушкин, Репин, Рублёв, Стравинский, Суриков, Тургенев, Феофан Грек (Theophanes), Фет, Чайковский, Чехов, Басё.


Исключение составляют два кратера: Койпер по имени одного из главных разработчиков проекта «Маринер-10» и Хун Каль, что означает число «20» на языке народа майя, который использовал двадцатеричную систему счисления. Последний кратер находится у экватора на меридиане 20° западной долготы и был избран в качестве удобного ориентира для отсчёта в системе координат поверхности Меркурия. Первоначально кратерам большего размера присваивались имена знаменитостей, которые, по мнению МАС, имели большее значение в мировой культуре. В первую пятёрку вошли Бетховен (диаметром 643 км), Достоевский (430 км), Шекспир (400 км), Толстой (355 км) и Рафаэль. Спустя 30 лет, когда «Мессенджер» заснял ранее неизвестные области планеты, на первое по размеру место вышел 715-километровый кратер, получивший имя Рембрандт. Цепочки кратеров получают названия в честь крупных радиообсерваторий в знак признания значения метода радиолокации в исследовании планеты. Например, цепочка Хайстек (радиотелескоп в США). Уступы (эскарпы) получают названия кораблей исследователей, вошедших в историю, поскольку бог Меркурий/Гермес считался покровителем путешественников. Например: Бигль, Заря, Санта-Мария, Фрам, Восток, Мирный. Горы получают названия от слова «жара» на разных языках, а гряды именуются в честь астрономов, исследовавших Меркурий. По состоянию на 2018 год на Меркурии наименована одна горная система (горы Жары) и две гряды: гряда Антониади и гряда Скиапарелли. Долины называют именами заброшенных древних поселений (например, долина Ангкор). Борозды называют в честь великих архитектурных сооружений. Единственный пока пример — борозды Пантеон на равнине Жары. Природные условия Близость к Солнцу и довольно медленное вращение планеты, а также крайне разрежённая атмосфера приводят к тому, что на Меркурии наблюдаются самые резкие перепады температур в Солнечной системе. Этому способствует также рыхлая поверхность Меркурия, которая плохо проводит тепло (а при практически отсутствующей атмосфере тепло может передаваться вглубь только за счёт теплопроводности). Поверхность планеты быстро нагревается и остывает, но уже на глубине в 1 м суточные колебания перестают ощущаться, а температура становится стабильной, равной приблизительно +75 °C. Средняя температура его дневной поверхности равна 623 К (349,9 °C), ночной — 103 К (−170,2 °C). Минимальная температура на Меркурии равна 90 К (−183,2 °C), а максимум, достигаемый в полдень на «горячих долготах» при нахождении планеты близ перигелия, — 700 К (426,9 °C). Несмотря на такие условия, в последнее время появились предположения о том, что на поверхности Меркурия может существовать лёд. Радарные исследования приполярных областей планеты показали наличие там участков деполяризации от 50 до 150 км, наиболее вероятным кандидатом отражающего радиоволны вещества может являться обычный водяной лёд. Поступая на поверхность Меркурия при ударах о неё комет, вода испаряется и путешествует по планете, пока не замёрзнет в полярных областях на дне глубоких кратеров вечной тени, куда никогда не заглядывает Солнце, и где лёд может сохраняться практически неограниченно долго. Историография Древний мир и Средние века Из-за сложности наблюдений люди долгое время думали, что наблюдавшийся утром Меркурий — это одна планета, а вечером — совершенно другая. Поэтому и названий у Меркурия обычно было два. Наиболее раннее известное наблюдение Меркурия было зафиксировано в таблицах «Муль апин» (сборник вавилонских астрологических таблиц). Это наблюдение, скорее всего, было выполнено ассирийскими астрономами примерно в XIV веке до н. э. Шумерское название, используемое для обозначения Меркурия в таблицах «Муль апин», может быть транскрибировано в виде UDU.IDIM.GU\U4.UD («прыгающая планета») и иногда прочитывается как Гу-уту. Первоначально планету ассоциировали с богом Нинуртой, а в более поздних записях её называют «Набу/Нэбо» в честь бога мудрости и писцового искусства. Египтяне называли его Сет и Горус. В Древней Греции во времена Гесиода планету знали под именами (Стилбон, Стильбон, иногда Стильпон; Искрящийся) и (Гермаон, является формой имени бога Гермеса). Позже греки стали называть планету «Аполлон». Существует гипотеза, что название «Аполлон» соответствовало видимости на утреннем небе, а «Гермес» («Гермаон») на вечернем. По другим источникам древние греки называли Меркурий Аполлон и Стилбон (начиная с 200 г. до н. э. — Гермес). Именовалась и просто как Звезда Гермеса. Римляне назвали планету звездой Меркурия в честь быстроногого бога торговли Меркурия, за то, что он перемещается по небу быстрее остальных планет. Римский астроном Клавдий Птолемей, живший в Египте, написал о возможности прохождения планеты по диску Солнца в своей работе «Гипотезы о планетах». Он предположил, что такое прохождение никогда не наблюдалось потому, что Меркурий слишком мал для наблюдения или потому, что это явление случается нечасто. В германском язычестве бог Один также ассоциировался с планетой Меркурий и со средой. На иврите Меркурий был назван «Коха́в Хама́» (, «Солнечная планета»). В средневековой арабской астрономии астроном из Андалусии Аз-Заркали описал деферент геоцентрической орбиты Меркурия как овал наподобие яйца или кедрового ореха. Тем не менее, эта догадка не оказала влияния на его астрономическую теорию и его астрономические вычисления. В XII веке Ибн Баджа наблюдал две планеты в виде пятен на поверхности Солнца. Позднее астрономом марагинской обсерватории Аш-Ширази было высказано предположение, что его предшественником наблюдалось прохождение Меркурия и (или) Венеры. В Древнем Китае Меркурий назывался Чэнь-син (), «Утренняя звезда». Он ассоциировался с направлением на север, чёрным цветом и элементом воды в У-син. По данным «Ханьшу», синодический период Меркурия китайскими учёными признавался равным 115,91 дней, а по данным «Хоу Ханьшу» — 115,88 дней. В современной китайской, корейской, японской и вьетнамской культурах планета стала называться «Водяная звезда» (). Индийская мифология использовала для Меркурия имя Будха (). Этот бог, сын Сомы, был главенствующим по средам. По другим источникам индийцы называли Меркурий Будда и Рогинея. В Индии астроном кералийской школы в XV веке разработал частично гелиоцентрическую планетарную модель, в которой Меркурий вращался вокруг Солнца, которое, в свою очередь, вращалось вокруг Земли. Эта система была похожа на систему Тихо Браге, разработанную в XVI веке. Индейцы майя представляли Меркурий как сову (или, возможно, как четыре совы, причём две соответствовали утреннему появлению Меркурия, а две — вечернему), которая была посланником загробного мира. Средневековые наблюдения Меркурия в северных частях Европы затруднялись тем, что планета всегда наблюдается в заре — утренней или вечерней — на фоне сумеречного неба и довольно низко над горизонтом (особенно в северных широтах). Период его наилучшей видимости (элонгация) наступает несколько раз в году (продолжаясь около 10 дней). Даже в эти периоды увидеть Меркурий невооружённым глазом непросто (относительно неяркая звёздочка на довольно светлом фоне неба). Существует история о том, что Николай Коперник, наблюдавший астрономические объекты в условиях северных широт и туманного климата Прибалтики, сожалел, что за всю жизнь так и не увидел Меркурий. Эта легенда сложилась исходя из того, что в работе Коперника «О вращениях небесных сфер» не приводится ни одного примера наблюдений Меркурия, однако он описал планету, используя результаты наблюдений других астрономов. Как он сам сказал, Меркурий всё-таки можно «изловить» с северных широт, проявив терпение и хитрость. Следовательно, Коперник вполне мог наблюдать Меркурий и наблюдал его, но описание планеты делал по чужим результатам исследований. Меркурий в античной и средневековой культуре В Каббале Меркурий соотносится со сфирой Ход. (См. также Халдейский ряд). Новое время. Наблюдения с помощью оптических телескопов Первое телескопическое наблюдение Меркурия было сделано Галилео Галилеем в начале XVII века. Хотя он наблюдал фазы Венеры, его телескоп не был достаточно мощным, чтобы наблюдать фазы Меркурия. 7 ноября 1631 года Пьер Гассенди сделал первое телескопическое наблюдение прохождения планеты по диску Солнца. Момент прохождения был вычислен до этого Иоганном Кеплером. В 1639 году Джованни Дзупи с помощью телескопа открыл, что орбитальные фазы Меркурия подобны фазам Луны и Венеры. Наблюдения окончательно продемонстрировали, что Меркурий обращается вокруг Солнца. Очень редко случается покрытие одной планетой диска другой, наблюдаемое с Земли. Венера покрывает Меркурий раз в несколько столетий, и это событие наблюдалось только один раз в истории — 28 мая 1737 года Джоном Бевисом в Королевской Гринвичской обсерватории. Следующее покрытие Венерой Меркурия будет 3 декабря 2133 года. Трудности, сопровождающие наблюдение Меркурия, привели к тому, что он долгое время был изучен хуже остальных планет. В 1800 году Иоганн Шрётер, наблюдавший детали поверхности Меркурия, объявил о том, что наблюдал на ней горы высотой 20 км. Фридрих Бессель, используя зарисовки Шрётера, ошибочно определил период вращения вокруг своей оси в 24 часа и наклон оси в 70°. В 1880-х годах Джованни Скиапарелли картографировал планету более точно и предположил, что период вращения составляет 88 дней и совпадает с сидерическим периодом обращения вокруг Солнца из-за приливных сил. Работа по картографированию Меркурия была продолжена Эженом Антониади, который в 1934 году выпустил книгу, где были представлены старые карты и его собственные наблюдения. Многие детали поверхности Меркурия получили своё название согласно картам Антониади. Меркурий вращается уникальным образом в Солнечной системе. Он приливно привязан к Солнцу, а период вращения составляет 2/3 от сидерического периода обращения Меркурия и его орбитальный резонанс равен 3:2, что заметил итальянский астроном . То есть относительно неподвижных звёзд он вращается вокруг своей оси ровно три раза за каждые два оборота, которые он совершает вокруг Солнца.


Театр повествования, или повествовательный театр (, ) — направление в драматургии и театре Италии. История Движение начало складываться во второй половине 1980-х годов и оформилось в 1990-е, включает сегодня уже два поколения драматургов, режиссёров, актёров (часто они объединяются в одном лице), поддержано и развито переводчиками, постановщиками, театральными критиками, театроведами Франции (Оливье Фавье, Шарль Торджман, Даг Жаннере), Бельгии (Эрве Герризи) и ряда других стран. Есть попытки перенести опыт театра повествования в кино (Паршивая овца Асканио Челестини и др.). В России к театру повествования в определенной мере близки поиски документального театра, тоже восходящие к концу 1980-х годов, жанр докудрамы, постановки московского Театр.doc. Общая характеристика Отталкивается от сценических поисков и опыта театрального монолога в постановках Питера Брука, Тьерри Сальмона, Дарио Фо. Развивает принципы исповедальности и социальной ангажированности художника (Пазолини), идеи Вальтера Беньямина о фигуре и роли рассказчика (эссе Рассказчик). Авторы и постановщики активно обращаются к проблематике индивидуальной, семейной, исторической памяти и свидетельства, трансформируют жанры дневника и письма, практикуют своего рода археологию повседневности. В постановках театра повествования реконструирован ряд ключевых эпизодов итальянской истории, долгое время вытеснявшихся из публичного обсуждения (Массовая казнь в Ардеатинских пещерах, 1944; катастрофа на плотине Вайонт, 1963; Устика, 1980; и др.). Авторы обращаются также к событиям мировой истории — Чернобыльская катастрофа, Боснийская война — и не ограничиваются политикой (спектакль Italia-Brasile 3 a 2 Давиде Эньи). Парадокс театра повествования в том, что, по-своему возвращая к традициям устной и непрофессиональной, народной словесности, включая переход на местные диалекты и проч., он существует и развивается в условиях девальвации слова механизмами пропаганды, политическими технологиями, печатными и аудиовизуальными массмедиа и проч. Это по-новому поворачивает проблематику театральности в современной общественной и культурной ситуации. Поиски театра повествования представлены в изданиях, руководимых Франко Куадри, во французском театроведческом журнале Frictions и др. Многие из представителей движения отмечены национальными и международными премиями, им посвящены монографии и сборники. Представители Марко Балиани Федерико Бертоцци Роберта Бьяджарелли Габриэле Вачис Гаэтано Вентрилья Джулио Кавалли Андреа Козентино Лаура Курино Джулиана Муссо Мони Овадья Марко Паолини Марио Перротта Карло Презотто Даниэле Тимпано Асканио Челестини Давиде Энья Примечания Литература Guccini G., Marelli M. Stabat mater: viaggio alle fonti del teatro narrazione. Castello di Serravalle: Le ariette libri, 2004 La bottega dei narratori/ Gerardo Guccini, ed. Roma: D. Audino, 2005 Soriani S. Sulla scena del racconto. Civitella in Val di Chiana: Zona, 2009 Ссылки Беседа с Марко Балиани. 1995. История театра Виды и жанры театра Театр Италии Театральные системы


Энцела́д (, ) — шестой по размеру спутник Сатурна и четырнадцатый по удалённости от него среди 146 известных его спутников. Обозначается как Сатурн II. Является семнадцатым по величине спутником в Солнечной системе. Был открыт в 1789 году Уильямом Гершелем, но оставался малоизученным до начала 1980-х годов, когда с ним сблизились два межпланетных зонда «Вояджер». Их снимки позволили определить его диаметр (около 500 км, или 0,1 от диаметра крупнейшего спутника Сатурна — Титана) и обнаружить, что Энцелад отражает больше солнечного света, чем какое-либо другое тело Солнечной системы. «Вояджер-1» показал, что орбита спутника проходит по наиболее плотной части рассеянного кольца Е и обменивается с ним веществом; по-видимому, это кольцо обязано Энцеладу своим происхождением. «Вояджер-2» обнаружил, что рельеф поверхности этого небольшого спутника очень разнообразен: там есть и старые сильно кратерированные области, и молодые участки (возраст некоторых не превышает 100 млн лет). В 2005 году изучение Энцелада начал межпланетный зонд «Кассини», который получил более подробные данные о поверхности спутника и происходящих на ней процессах. В частности, был открыт богатый водой шлейф, фонтанирующий из южной полярной области (вероятно, такие ледяные фонтаны и сформировали кольцо E). Это открытие, наряду с признаками наличия внутреннего тепла и малым числом ударных кратеров в области южного полюса, указывает на то, что геологическая активность на Энцеладе сохраняется по сей день. Спутники в обширных спутниковых системах газовых гигантов часто попадают в ловушку орбитальных резонансов, которые поддерживают заметный эксцентриситет орбиты, что приводит к значительной либрации по долготе. Это, в свою очередь, порождает дополнительный вклад в приливное тепловыделение. У близких к планете спутников это может вызвать значительное нагревание недр, что в принципе может объяснять геологическую активность. Современные нам значения эксцентриситета и амплитуды либрации по долготе вполне достаточны для поддержания геологической активности на наблюдаемом уровне. Энцелад геологически активен: это одно из трёх небесных тел во внешней Солнечной системе (наряду со спутником Юпитера Ио и спутником Нептуна Тритоном), на которых наблюдались активные извержения. Анализ выбросов указывает на то, что они выбиваются из подповерхностного жидкого водного океана. Вместе с уникальным химическим составом шлейфа это служит основой для предположений о важности Энцелада для астробиологических исследований. Открытие шлейфа, помимо прочего, добавило веса к аргументам в пользу того, что Энцелад — источник материи кольца Сатурна Е. В 2011 году учёные NASA на «Enceladus Focus Group Conference» заявили, что Энцелад — «наиболее пригодное для такой жизни, какую мы знаем, место в Солнечной системе за пределами Земли». Астробиолог Крис Маккей из Исследовательского центра NASA в Эймсе в 2011 году заявил, что в Солнечной системе только на Энцеладе обнаружены «жидкая вода, углерод, азот в форме аммиака и источник энергии». В 2014 году было объявлено, что анализ данных, полученных «Кассини», даёт основания предполагать существование океана под поверхностью спутника, сопоставимого по размеру с озером Верхнее. В 2018 году учёные заявили об обнаружении сложных органических макромолекул в собранных «Кассини» образцах из струйного шлейфа Энцелада. Именование Энцелад назван в честь гиганта Энкелада из древнегреческой мифологии. Это название (в числе имён первых семи открытых спутников Сатурна) предложил сын его первооткрывателя — Джон Гершель — в публикации от 1847 года «Результаты астрономических наблюдений, сделанных на мысе Доброй Надежды». Он выбрал эти названия по той причине, что Сатурн, известный в древнегреческой мифологии как Кронос, был предводителем гигантов. Деталям рельефа Энцелада дают имена, взятые из сборника рассказов «Тысяча и одна ночь». Кратеры называют в честь его персонажей, а другие структуры — борозды (fossae), гряды (dorsa), равнины (planitiae) и рытвины (sulci) — в честь упомянутых там географических объектов. По состоянию на 2020 год на карте Энцелада фигурируют 85 названий, из которых 22 Международный астрономический союз утвердил в 1982 году, после пролёта двух КА «Вояджер», а остальные — начиная с 2006 года, на основании снимков «Кассини». Примеры утверждённых названий — кратер Аладдин, борозда Дарьябар, рытвины Самарканд и равнина Сарандиб. Исследования Открытие Гершелем Энцелад был открыт 28 августа 1789 года Уильямом Гершелем в ходе первых наблюдений на 1,2-метровом телескопе (первом в мире по диаметру на то время), хотя неуверенно наблюдался им ещё в 1787 году в 16,5-сантиметровый телескоп. Из-за слабого блеска (+11,7m) и близости к гораздо более яркому Сатурну и его кольцам Энцелад трудно наблюдать с Земли. Для этого нужен телескоп с диаметром зеркала не меньше 15-30 см (в зависимости от атмосферных условий и светового загрязнения). Как и многие другие спутники Сатурна, открытые до начала космической эры, Энцелад был обнаружен во время пересечения Землёй плоскости колец (равноденствия на Сатурне). Поскольку кольца в это время наблюдаются с ребра и почти не видны, спутники легче заметить. Со времён Гершеля до полётов «Вояджеров» новых данных об Энцеладе появилось мало (но, в частности, был обнаружен водяной лёд на его поверхности). Миссия «Вояджер» Два космических аппарата серии «Вояджер» получили первые снимки Энцелада крупным планом. 12 ноября 1980 «Вояджер-1» стал первым аппаратом, пролетевшим мимо Энцелада. Так как расстояние между ним и спутником было довольно большое — 202 000 километров — изображения получились с очень плохим разрешением. Но на них заметна высокая отражательная способность поверхности и отсутствие на ней крупных кратеров, что указывает на её молодой возраст и на существование современной или недавней геологической активности. Кроме того, «Вояджер-1» подтвердил, что Энцелад расположен в плотной части диффузного Е-кольца Сатурна. Учитывая редкость кратеров на поверхности, значительное количество материала, которое необходимо для перекрытия этих деталей рельефа, и незначительную гравитацию спутника, учёные предположили, что Е-кольцо может состоять из частиц, выбрасываемых с поверхности Энцелада. 26 августа 1981 года «Вояджер-2» прошёл гораздо ближе к Энцеладу, чем предыдущий корабль (в 87 010 километрах), что позволило сделать более качественные фотографии. На них видно, что некоторые участки поверхности спутника кратерированы намного сильнее других, что указывает на их намного больший возраст. Например, в северном полушарии на средних и высоких широтах кратеров намного больше, чем на низких. Такая неоднородная поверхность контрастирует с однородной, сильно кратерированной поверхностью Мимаса — немного меньшего спутника Сатурна. Молодость поверхности Энцелада стала неожиданностью для научного сообщества, потому что ни одна теория в то время не могла предсказать, что такое небольшое (и холодное по сравнению с высокоактивным спутником Юпитера Ио) небесное тело может быть таким активным. Однако «Вояджеру-2» не удалось выяснить, активен ли Энцелад сейчас и служит ли он источником частиц кольца Е. Кассини-Гюйгенс 1 июля 2004 года на орбиту Сатурна вышла автоматическая межпланетная станция «Кассини». Исходя из результатов «Вояджера-2», Энцелад рассматривался как приоритетная цель, и потому было запланировано несколько сближений с ним на расстояние до 1500 километров, а также множество наблюдений с расстояния до 100 000 километров (список приводится в таблице). «Кассини» обнаружил, в частности, выбросы водяного пара и сложных углеводородов из южной полярной области. Это дало основания для предположений о наличии жизни в подлёдных слоях Энцелада. В 2007 году группа учёных разработала математическую модель ледяных гейзеров, выбрасывающих на высоту сотен километров водяной пар и частицы пыли. Модель предполагает наличие жидкой воды под поверхностью спутника. 14 марта 2008 года «Кассини», во время тесного сближения с Энцеладом, собрал данные о его водяных выбросах, а также прислал на Землю новые снимки этого небесного тела. 9 октября 2008 года, пролетая сквозь струи выбросов гейзеров Энцелада, «Кассини» собрал данные, указывающие на наличие жидкого океана под ледяной коркой. В июле 2009 года от «Кассини» получены и опубликованы детализированные данные химического состава этих выбросов, подтверждающие версию о жидком океане как их источнике. В начале марта 2011 года учёные установили, что тепловая мощность Энцелада значительно выше, чем считалось до этого. В июне 2011 года группа учёных из Университета Гейдельберга (Германия) обнаружила, что под застывшей корой Энцелада находится океан и пришла к выводу, что вода в подземном океане спутника — солёная. В 2013 году астроном Мэтт Хедман с коллегами из Корнеллского университета проанализировали 252 снимка «Кассини», где были запечатлены гейзеры Энцелада между 2005 и 2012 годами, и сумели показать связь между приливной силой и активностью Энцелада. На снимках обнаружилось, что при движении Энцелада от апоцентра к перицентру яркость струй падает на три порядка. Кроме того, учёные отметили, что интенсивность выбросов в промежутке между 2005 и 2009 годом уменьшилась в два раза. Данные, полученные в результате анализа, вполне соответствуют геофизическим расчётам, указывающим на то, что трещины в ледяной поверхности спутника во время его максимального удаления от планеты должны испытывать максимальное напряжение и, вероятно, расширяться. Открытия «Кассини» уже стимулировали разработку проектов исследования Энцелада следующими миссиями. NASA и ESA готовят совместный проект по изучению лун Сатурна — Titan Saturn System Mission (TSSM), где, в числе прочего, будет изучаться и Энцелад. Предполагаемая в 2030-х гг. миссия должна будет пролететь сквозь выбросы криовулканов и не предусматривает спускаемых аппаратов. Размеры и масса Средний диаметр Энцелада — 504,2 км. Это шестой по размеру и массе спутник Сатурна после Титана (5150 км), Реи (1530 км), Япета (1440 км), Дионы (1120 км) и Тефии (1050 км).


За ним следует Мимас (397 км). Эти 7 объектов, в отличие от всех меньших спутников Сатурна, имеют довольно правильную шарообразную форму. Таким образом, Энцелад — один из наименьших шарообразных спутников Сатурна. Во втором приближении форма Энцелада описывается сплющенным трёхосным эллипсоидом. Его размер (по данным станции «Кассини») — 513,2(a)×502,8(b)×496,6(c) километров, где (a) — диаметр вдоль оси, направленной на Сатурн, (b) — диаметр вдоль касательной к орбите, (c) — расстояние между северным и южным полюсом. Погрешность этих данных — 0,2-0,3 км. Орбита Энцелад — один из крупнейших внутренних спутников Сатурна и четырнадцатый по удалённости от планеты. Его орбита проходит по самой плотной части кольца Е — самого далёкого кольца Сатурна. Это очень широкое, но в то же время очень разреженное кольцо из микроскопических частиц льда или пыли, которое начинается у орбиты Мимаса и заканчивается около орбиты Реи. Орбита спутника располагается на расстоянии в 237 378 км от Сатурна и 180 000 км от верхней границы его облаков, между орбитами Мимаса (меньшего спутника) и Тефии (более крупного). Энцелад обращается вокруг Сатурна за 32,9 часа. В настоящее время Энцелад находится в орбитальном резонансе 2:1 с Дионой. Этот резонанс помогает поддерживать эксцентриситет орбиты Энцелада (0,0047), который приводит к регулярному изменению величины приливных сил и, как следствие, к приливному нагреву недр спутника, что обеспечивает его геологическую активность. Как и большинство спутников Сатурна, Энцелад вращается вокруг него синхронно собственному движению по орбите. Таким образом, он постоянно обращён к планете одной стороной. В отличие от Луны, Энцелад не проявляет либрации вокруг своей оси вращения (по крайней мере, она не больше 1,5°). Тем не менее форма спутника указывает на то, что когда-то у него были либрации с периодом, вчетверо бо́льшим орбитального. Эта либрация, как и резонанс с Дионой, могли обеспечить Энцелад дополнительным источником тепла. Взаимодействие с кольцом Е Кольцо Е — самое внешнее кольцо Сатурна. Оно состоит из микроскопических частиц льда или пыли и начинается с орбиты Мимаса, заканчиваясь около орбиты Реи, хотя некоторые наблюдения показывают, что оно простирается даже за орбиту Титана и, таким образом, его ширина — около 1 000 000 километров. Многочисленные математические модели показывают, что данное кольцо неустойчиво и время его жизни составляет от 10 000 до 1 000 000 лет, поэтому для его существования необходимо постоянное пополнение частицами. Орбита Энцелада проходит по самой плотной области этого кольца. Эта область довольно узкая. Поэтому пополнение кольца веществом с Энцелада предполагалось ещё до полёта «Кассини». Его данные это подтвердили. Есть два пути наполнения кольца Е частицами. Первый и, вероятно, главный источник частиц — криовулканические факелы южной полярной области Энцелада. Большинство их выбросов падает обратно на поверхность спутника, но некоторые частицы преодолевают его притяжение и попадают в кольцо Е, так как первая космическая скорость для Энцелада составляет всего 866 км/ч (0,24 км/с, для сравнения, у Земли этот показатель равен 7,9 км/с). Второй источник частиц — выбросы с поверхности Энцелада при ударах метеоритов. Это справедливо и для других спутников Сатурна, орбита которых проходит внутри кольца Е. Поверхность Первые детальные снимки поверхности Энцелада получил «Вояджер-2». Исследование полученной мозаики высокого разрешения показало, что на спутнике есть по меньшей мере пять различных типов ландшафта, в том числе участки с кратерами, гладкие области и ребристые участки, часто граничащие с гладкими. На поверхности мало кратеров и много своеобразных желобков. Кроме того, там есть длинные трещины и уступы. Эти факты говорят о том, что поверхность Энцелада молодая (несколько сот миллионов лет) и/или недавно обновлённая. Видимо, это связано с его криовулканической активностью. Энцелад состоит в основном из водяного льда и имеет почти белую поверхность с рекордной в Солнечной системе чистотой и отражательной способностью. Он отражает 0,81 ± 0,04 падающего излучения (болометрическое альбедо Бонда по данным «Кассини»; для видимого излучения есть оценка 0,9 ± 0,1, сделанная по данным «Вояджеров»). Соответственно, поглощение света поверхностью невелико, и её температура в полдень достигает только −200 °C (несколько холоднее, чем на других спутниках Сатурна). Геометрическое альбедо Энцелада (для зелёного света, 550 нм) равно 1,375 ± 0,008. Автоматическая станция «Кассини», достигшая в 2004 году системы Сатурна, обнаружила фонтаны частиц льда высотой в многие сотни километров, бьющие из четырёх трещин в районе южного полюса Энцелада. Из этих частиц образуется «след», обращающийся уже вокруг самого Сатурна в виде кольца. Пока не вполне понятно, что является источником энергии для этой беспрецедентно сильной для столь малого спутника вулканической активности. Им могла бы быть энергия, выделяющаяся в ходе радиоактивного распада, однако в водяном фонтане были обнаружены пылевые частицы и небольшие льдинки. Для того чтобы «забросить» их на сотни километров вверх, требуется слишком много энергии. Возможно, недра Энцелада разогревают приливные волны, однако по сегодняшним оценкам, их энергия на два порядка меньше, чем требуется. В 2010 году учёные выяснили, что этот нагрев могла бы объяснить либрация при движении по орбите. Температура поверхности днём — около −200 °C. В разломах южной полярной области она местами достигает около −90 °C. Наличие на Энцеладе таких участков и атмосферы, а также молодость поверхности говорит о наличии какого-то источника энергии, поддерживающего геологические процессы на спутнике. Ландшафт «Вояджер-2» обнаружил на поверхности Энцелада несколько типов деталей рельефа тектонического происхождения: жёлоба, уступы, а также пояса впадин и хребтов. Исследования «Кассини» показывают, что тектоника — основной фактор, формирующий рельеф Энцелада. Самые заметные её проявления — рифты, которые могут достигать 200 километров в длину, 5—10 — в ширину и около километра в глубину. Другое проявление тектонических процессов Энцелада — это полосы криволинейных борозд и гребней, открытые «Вояджером-2». Они часто отделяют гладкие равнины от кратерированных. Такие участки (например, рытвины Самарканд), напоминают некоторые участки Ганимеда, однако на Энцеладе их рельеф гораздо сложнее. Эти полосы часто идут не параллельно друг другу, а стыкуются под углом наподобие шеврона. В других случаях они приподняты, а вдоль них тянутся разломы и хребты. «Кассини» открыл в рытвинах Самарканд интересные тёмные пятна шириной 125 и 750 метров, которые идут примерно параллельно узким разломам. Эти пятна интерпретируются как провалы. Кроме глубоких разломов и рельефных полос, на Энцеладе есть и ещё несколько типов ландшафта. На изображениях выше виден комплекс узких разломов (по несколько сотен метров шириной), открытых космической станцией «Кассини». Многие из этих разломов собраны в полосы, пересекающие кратерированные участки. Вглубь они распространяются, по-видимому, лишь на несколько сотен метров. На морфологию разломов, проходящих через кратеры, видимо, повлияли своеобразные свойства изменённой ударом поверхности: внутри кратеров разломы выглядят не так, как снаружи. Другой пример тектонических структур Энцелада — линейные впадины, впервые обнаруженные «Вояджером-2», и намного детальнее заснятые станцией «Кассини». Они пересекают участки различных типов, как, например, углубления и пояса хребтов. Это, по-видимому, одни из самых молодых деталей рельефа Энцелада (как и рифты). Но некоторые из них (как и близлежащие кратеры) выглядят сглаженными, что указывает на их больший возраст. Есть на этом спутнике и хребты, хотя они там не так развиты, как, например, на Европе. Их высота достигает одного километра. По распространённости на Энцеладе тектонических структур видно, что тектоника была на нём важным геологическим фактором в течение большей части его существования. Ударные кратеры Импактные события — обычное явление для многих объектов Солнечной системы. Большая часть Энцелада покрыта кратерами с различной концентрацией и степенью разрушенности. «Кассини» сделал детальные снимки ряда кратерированных зон. На них видно, что многие кратеры Энцелада сильно деформированы вязкой релаксацией и разломами. Релаксация поверхности (выравнивание рельефных участков со временем) происходит под действием гравитации. Скорость, с которой это происходит, зависит от температуры: чем теплее лёд, тем легче он выравнивается. Кратеры с признаками вязкой релаксации имеют, как правило, куполообразное дно. Иногда они видны только благодаря приподнятой кромке. Яркий пример сильно релаксированного кратера — Дуниязад. Кроме того, многие кратеры Энцелада пересечены множеством тектонических разломов. Гладкие равнины Две гладкие равнины — Сарандиб и Дийяр — были открыты ещё «Вояджером-2». Они имеют в основном низкий рельеф и очень слабо кратерированы, что указывает на их относительно молодой возраст. На снимках равнины Сарандиб, сделанных «Вояджером-2», ударных кратеров не видно вообще. На юго-западе от неё есть ещё одна равнинная область, которую крест-накрест пересекают несколько впадин и уступов. Позже «Кассини» получил намного более детальные снимки этих гладких в первом приближении областей, и оказалось, что они пересечены множеством низких хребтов и разломов. Сейчас считается, что эти детали рельефа возникли из-за напряжения сдвига. На детальных фотографиях равнины Сарандиб, снятых «Кассини», видны и небольшие кратеры. Они позволили оценить возраст равнины. Его оценки (в зависимости от принятого значения скорости накопления кратеров) лежат в интервале от 170 миллионов до 3,7 миллиардов лет. На снимках «Кассини», охватывающих неотснятые ранее участки поверхности, обнаружены новые гладкие равнины (особенно на ведущем полушарии). Эта область (подобно южной полярной области) покрыта не низкими хребтами, а многочисленными пересекающимися системами желобов и горных хребтов.


Она находится на стороне спутника, противоположной равнинам Сарандиб и Дийяр. В связи с этим предполагается, что на распределение различных типов рельефа по поверхности Энцелада повлияло приливное воздействие Сатурна. Южный полярный регион Изображения, полученные «Кассини» при сближении 14 июля 2005 года, показали своеобразную тектонически деформированную область, расположенную вокруг южного полюса Энцелада и достигающую 60° южной широты. Она испещрена разломами и хребтами. Там мало крупных ударных кратеров, из чего можно заключить, что это самый молодой участок поверхности Энцелада (и всех ледяных спутников среднего размера). По количеству кратеров возраст некоторых участков этой области оценивается в 500 000 лет, а возможно, и меньше. Вблизи центра данной области можно увидеть четыре разлома, ограниченных с обеих сторон хребтами. Они носят неофициальное название «тигровые полосы». Глубина их достигает 500 метров, ширина — двух километров, а протяжённость — 130 километров. В 2006 году они получили собственные названия: рытвины Александрия, Каир, Багдад и Дамаск. Эти разломы, по-видимому, — самые молодые детали околополярной области. Они окружены отложениями крупнозернистого водяного льда (который выглядит бледно-зелёным на спектрозональных снимках, полученных объединением изображений в ультрафиолетовом, зелёном и ближнем инфракрасном диапазоне). Такой же лёд виден и в других местах — в обнажениях и разломах. Его наличие указывает на то, что область достаточно молода и ещё не покрыта мелкозернистым льдом из Е-кольца. Результаты спектрометрии в видимой и инфракрасной области показывают, что зеленоватый лёд в тигровых полосах отличается по составу от льда других участков поверхности Энцелада. Спектрометрическое обнаружение свежего кристаллического водяного льда в полосах говорит о молодости этих участков (моложе 1000 лет) или их недавней переплавке. Кроме того, в тигровых полосах были найдены простые органические соединения, больше нигде на поверхности до сих пор не обнаруженные. Один из таких районов «голубого» льда в южной полярной области был заснят с очень высоким разрешением во время пролёта 14 июля 2005 года. На фотографиях видно очень сильно деформированные участки, кое-где покрытые глыбами размером 10—100 метров. Граница южной полярной области отмечена хребтами и долинами, образующими Y- и V-образные узоры или параллельными друг другу. Их форма, направление и расположение указывают на их образование из-за изменений формы спутника в целом. Есть два объяснения этих изменений. Во-первых, какой-то фактор мог уменьшить радиус орбиты Энцелада. Из-за этого уменьшился и его период обращения вокруг Сатурна, что привело (благодаря приливному захвату) к ускорению вращения и вокруг своей оси. Это вызвало сплющивание спутника. По другой версии, из недр Энцелада к поверхности поднялась большая масса тёплой материи, что привело к смещению коры относительно недр. После этого форма эллипсоида коры изменилась соответственно новому положению экватора. Но эти версии предсказывают одинаковые следствия для обоих полюсов, а фактически северная полярная область спутника сильно отличается от южной: она сильно кратерированная и, значит, довольно старая. Возможно, это различие объясняется разницей толщины коры в этих областях. На существование такой разницы указывает морфология Y-образных разрывов и V-образных выступов вдоль края южной полярной области, а также возраст прилегающих участков. Y-образные разрывы и продолжающие их разломы, идущие вдоль меридианов, приурочены к относительно молодым участкам с предположительно тонкой корой. V-образные выступы прилегают к старым областям поверхности. Атмосфера Атмосфера Энцелада очень разреженная, но по сравнению с атмосферами других небольших спутников Сатурна — довольно плотная. В ней 91 % составляет водяной пар, 4 % — азот, 3,2 % — углекислый газ, 1,7 % — метан. Гравитации этого маленького спутника не хватает для удержания атмосферы, следовательно, есть постоянный источник её пополнения. Таким источником могут быть мощные гейзеры или криовулканы. Внутренняя структура До миссии «Кассини» об Энцеладе и его внутренней структуре было известно относительно мало. Станция помогла устранить эти пробелы и дала много информации, нужной для моделирования внутреннего строения Энцелада. Эти данные включают точное определение массы и формы (параметры трёхосного эллипсоида), снимки поверхности с высоким разрешением и некоторую информацию о геохимии спутника. Оценка плотности Энцелада по результатам «Вояджеров» указывает на то, что он почти полностью состоит из водяного льда. Но по его гравитационному влиянию на аппарат «Кассини» рассчитано, что его плотность равна 1,61 г/см³ — больше, чем у других ледяных спутников Сатурна среднего размера. Это указывает на то, что Энцелад содержит больший процент силикатов и железа и, вероятно, его недра относительно сильно нагреваются от распада радиоактивных элементов. Есть предположение, что Энцелад, как и другие ледяные спутники Сатурна, сформировался сравнительно быстро и, следовательно, в начале своего существования был богат короткоживущими радионуклидами (такими как алюминий-26 и железо-60). Их распад мог дать достаточно тепла для дифференциации недр спутника на ледяную мантию и каменное ядро (распад одних только долгоживущих радионуклидов не мог предотвратить быстрое замерзание недр Энцелада из-за его небольшого размера, несмотря на относительно высокую долю камня в его составе). Последующий радиоактивный и приливный нагрев могли поднять температуру ядра до 1000 К, что достаточно для плавления внутренней мантии. Но для поддержания современной геологической активности Энцелада его ядро тоже должно быть в некоторых местах расплавленным. Поддержание высокой температуры этих участков обеспечивает приливный нагрев, который и служит источником современной геологической активности спутника. Чтобы выяснить, дифференцированы ли недра Энцелада, исследователи рассмотрели не только геохимические модели и его массу, но и форму его лимба. Геологические и геохимические данные указывают на наличие дифференциации. Но форма спутника согласуется с её отсутствием (в предположении, что он находится в гидростатическом равновесии). Но по наблюдаемой форме Энцелада можно предположить и другое: он дифференцирован, но не находится в гидростатическом равновесии, поскольку в недавнем прошлом вращался быстрее, чем сейчас. Подповерхностный океан Переданные «Кассини» в 2005 году снимки гейзеров, бьющих из «тигровых полос», дали повод говорить о возможном наличии под ледяной корой Энцелада полноценного океана жидкой воды. В 2014 году были опубликованы результаты исследований, согласно которым на Энцеладе существует подповерхностный океан. В основу этого вывода легли измерения гравитационного поля спутника, сделанные во время трёх близких (менее 500 км над поверхностью) пролётов «Кассини» над Энцеладом в 2010—2012 годах. Полученные данные позволили учёным достаточно уверенно утверждать, что под южным полюсом спутника залегает океан жидкой воды. Размер водной массы сопоставим с североамериканским озером Верхним, площадь составляет около 80 тыс. км² (10 % от площади Энцелада), толщина — около 10 км, а глубины залегания — 30-40 км. Он простирается от полюса до 50-х градусов южной широты. Температура его верхних слоёв может составлять около −45°С и с ростом глубины достигать 0…+1 °С, что сравнимо с температурой земных арктических и антарктических вод. Дно, предположительно, каменное. Есть ли вода под северным полюсом Энцелада, остаётся неясным. Наличие же воды на южном полюсе объясняется особенностями приливного разогрева спутника гравитационным воздействием Сатурна, которое обеспечивает существование воды в жидком виде, даже несмотря на то, что температура поверхности Энцелада в основном не превышает около −200°С. По имеющимся оценкам, температура океана может превышать 90°С. В начале 2015 года подтвердились свидетельства активности горячих гейзеров на его дне. В 2015 году астрофизики Корнеллского университета на основе данных «Кассини», полученных за семь лет исследований, начиная с 2004 года, уточнили модель подповерхностного океана. Согласно новым исследованиям, опубликованными в журнале Icarus, под поверхностью Энцелада находятся не отдельные водоёмы, а глобальный водяной океан, обособленный от поверхности ядра. На это указывает большая амплитуда физической либрации Энцелада: если бы его внешний слой был жёстко скреплён с ядром, она была бы меньше. В 2015 году планетологи из Японии, Германии и США опубликовали в журнале Nature Communications исследование, согласно которому океан Энцелада является или очень древним, возникшим вместе с формированием Сатурна, или стал жидким относительно недавно, около 10 миллионов лет назад, в результате смены орбиты или столкновения с каким-то крупным объектом, растопившим часть вод и запустившим реакции окисления на границе между ядром и океаном. Согласно результатам анализа данных пролёта «Кассини» над южным полюсом Энцелада 6 ноября 2011 года, опубликованным в 2017 году, средняя толщина ледяного слоя над океаном составляет не 18-22 и даже не 5 км, как считалось раньше, а всего 2 км. В 2020 году была опубликована статья группы астрономов во главе с Розенн Робидель из Нантского университета, в которой описывается новое подтверждение геологической активности Энцелада. На основе анализа данных, собранных инструментом VIMS зонда «Кассини» за период 2004—2017 гг, учёные смогли определить местоположение областей с молодым чистым льдом, который указывает на горячие точки на дне подповерхностного океана спутника. В 2021 году вышла статья группы планетологов во главе с Аной Лобо из Калифорнийского технологического института, в которой ученые предположили, что внутри океана могут действовать процессы глобальной циркуляции, переносящие тепло и различные вещества со дна в вышележащие слои воды, от полюсов к экватору.


«Псковский Пахарь» — еженедельная псковская городская и областная общественно-политическая крестьянская газета. Выходила в период с 1 февраля 1924 по 1930 год, когда была объединена с газетой «Псковский Набат» в издание «Псковский колхозник». История «Псковский Пахарь» был основан Никандром Алексеевичем Алексеевым 1 февраля 1924 года как крестьянская коммунистическая газета. Первый тираж составил 3780 экземпляров. Газета быстро набрала популярность в крестьянской среде, и уже к следующему году тираж возрос до 12 000 экземпляров, причём 11 000 были подписными. Штат газеты насчитывал более четырёхсот сельских корреспондентов. Лозунг газеты — «Союз рабочих и крестьян». В 1930 году газета была упразднена как самостоятельное издание, объединившись с Псковским Набатом под именем Псковский Колхозник. У «Псковского Пахаря» издавалось приложение «Юный Пахарь», выходившее небольшим тиражом и рассчитанное на подростковые слои крестьянства. Тематика На страницах «Псковского Пахаря» публиковались материалы следующего содержания: освещение массово-политических кампаний; материалы беспартийных крестьянских конференций; передовые методы сельскохозяйственного производства; обобщение опыта лучших кооперативов, крестьянских хозяйств; советы агрономов и животноводов; освещение ликбеза и «культурной революции» на селе; См. также Список газет Пскова и Псковской области Примечания Ссылки Подборка сообщений из «Псковского Пахаря» разных лет «Псковский Набат» и «Псковский Пахарь» на сайте old-pskov.ru Коммунистические газеты газеты Пскова История Пскова


Межрегиональный туристический фестиваль авторской песни «Голубые озёра» (1995—2009 года) — ежегодный слёт любителей и исполнителей авторской песни, проходивший ежегодно на озёрах к северу от г. Луховицы во вторые выходные июня. Организатором, продюсером и директором фестиваля на протяжении всего времени его существования был Евгений Викторович Сапфиров, руководитель рязанского творческого объединения КСП «Апрель», входящего в межрегиональное творческое объединение «Аллель». Фестиваль был создан в 1995 году. В начале это был просто слёт на природе в красивом живописном месте. В нем участвовали около 50 бардов из близлежащих районов. Идея понравилась, и было решено проводить ежегодные слёты, оформив их в виде фестиваля. Фестиваль как правило, проводился в три дня. В пятницу осуществлялся заезд участников, вечером того же дня происходило открытие фестиваля. В субботу проходила основная концертная программа, творческие мастерские, спортивные и туристические соревнования и т. п. Воскресенье было выделено под детские «Веселые старты», уборку территории силами участников и отъезд. Бывали и исключения: например, XIV фестиваль в 2008 году проводился 4 дня, со среды по субботу. Фестиваль в последние годы проведения собирал в общей сложности до 10 000 человек, на нем выступили многие известные авторы-исполнители и барды современности: Григорий Гладков, Виктор Луферов, Анатолий Киреев, Ольга Чикина, Виктор Попов, Ирина Орищенко и многие другие. XV фестиваль стал последним для «Голубых озёр»: организатор фестиваля Евгений Сапфиров в силу многих обстоятельств закрыл проект. 20 января 2010 года на организационном совещании в администрации Луховицкого муниципального района было принято решение о создании Московского областного открытого фестиваля-конкурса авторской песни «Луховицкие озёра», территориально расположенного на месте прежнего фестиваля. Дата проведения фестиваля была назначена на первые выходные месяца — с 4 по 6 июня. Несмотря на новое руководство и оргсостав, программа фестиваля оказалась очень схожа с программой «Голубых озёр». См. также Голубые озёра (Луховицкий район) Примечания Фестивали авторской песни Появились в 1995 году в России Музыкальные фестивали России Фестивали Московской области Луховицкий район


Эдуард Вячеславович Грицун (род. , Ростов-на-Дону) — бывший российский трековый и шоссейный велогонщик. Многократный национальный чемпион в трековых велогонках, серебряный призёр Олимпийских игр в Атланте в командной гонке преследования и бронзовый призёр чемпионата мира 1999 года в этой же дисциплине. В шоссейном велоспорте кроме российских команд выступал за немецкие «Team Gerolsteiner» и «Team Coast», главным достижением в этой дисциплине является победа на Вуэльте Наварры. Достижения в шоссейном велоспорте 1998 Победы в общем и спринтерском зачётах, 5А и 6-м этапах Вуэльте Наварры 1999 2-е место в общем зачёте и победа на 2-м этапе Тура Гессена 2000 Победа на 1-м этапе Тура Тасмании Ссылки Профиль на cyclingwebsite.net Профиль на sports-reference.com Профиль на trap-friis.dk Литература Грицун, Эдуард Вячеславович. Большая биографическая энциклопедия. 2001 год Велогонщики России Велогонщики на летних Олимпийских играх 1996 года Серебряные призёры летних Олимпийских игр 1996 года Велогонщики на летних Олимпийских играх 2000 года