Есть ли жизнь на других планетах?

Концепции современного естествознания (КСЕ)

 

 

 

 

 

 

Тема: Есть ли жизнь  на других планетах?

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Содержание

 

Введение	3
1. Общие сведения о  планетах Солнечной системы	4
2. Методы исследования планет	9
3. Результаты изучения планет	16
4. Происхождение и состав атмосфер планет	39
5. Условия, необходимые для развития жизни на планете	50
Заключение	57
Список литературы	58

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

Если только в одной  нашей Галактике насчитываются  миллиарды планет и миллионы миллиардов планет во Вселенной, то, несомненно, вопрос о том, могут существовать там  другие цивилизации или нет, будет  приобретать всё большую актуальность.   — Академик В. А. Амбарцумян

 

Возникновение жизни на Земле  даёт очевидные предпосылки для  предположения о том, что такие  же условия могли сложиться на других планетах. Можно сколько-нибудь определённо говорить только об эволюции жизни, которая напоминает земную.

Советский астроном Иосиф  Шкловский осторожно предполагал, что благоприятные условия для  возникновения жизни существуют на планетах, вращающихся возле холодных и достаточно стабильных одиночных  звёзд спектрального класса G, K, M (близких по свойствам к Солнцу). Число таких звёзд в нашей  галактике можно оценить как 109.

Открытие планет у других звёздных систем также косвенно указывает  на наличие мест во вселенной, благоприятных  для возникновения жизни в  «обитаемой зоне». Возможности современной  астрономии не позволяют оценить  условия жизни на таких планетах, но если в будущем технические  возможности позволят определить, скажем, наличие кислорода в атмосфере, это станет важным свидетельством в  пользу доказательства наличия жизни  за пределами Земли.

Наличие на Земле форм жизни, которые могут сохранить способность  к размножению после пребывания в экстремальных условиях (выдерживать  высокие перепады температур, давления, неблагоприятную среду) позволяет  говорить о том, что жизнь может  зародиться и сохраниться в условиях далёких от земных.

 

1. Общие сведения о планетах Солнечной системы

 

Со́лнечная систе́ма — планетная система, включающая в себя центральную звезду — Солнце — и все естественные космические объекты, обращающиеся вокруг Солнца.

Бо́льшая часть массы объектов, связанных с Солнцем гравитацией, содержится в восьми относительно уединённых планетах. Шесть планет из восьми и три карликовые планеты окружены естественными спутниками. Каждая из внешних планет окружена кольцами пыли и других частиц.

Солнечная система входит в состав галактики Млечный Путь.

В Солнце сосредоточена подавляющая  часть всей массы системы (около 99,866 %), оно удерживает своим тяготением планеты и прочие тела, принадлежащие к Солнечной системе. Четыре крупнейших объекта — газовые гиганты, составляют 99 % оставшейся массы (при том, что большая часть приходится на Юпитер и Сатурн — около 90 %).

Все объекты Солнечной  системы, не считая собственно Солнца, официально делят на три категории: планеты, карликовые планеты и малые тела Солнечной системы. Планета — любое тело на орбите вокруг Солнца, оказавшееся достаточно массивным, чтобы приобрести сферическую форму, но недостаточно массивным для начала термоядерного синтеза, и сумевшее очистить окрестности своей орбиты от планетезималей. Согласно этому определению в Солнечной системе имеется восемь известных планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Плутон не соответствует этому определению, поскольку не очистил свою орбиту от окружающих объектов пояса Койпера. 

 

Планеты земной группы

 

Четыре внутренние планеты  состоят преимущественно из тяжёлых  элементов, имеют малое количество (0—2) спутников, у них отсутствуют кольца. В значительной степени они состоят из тугоплавких минералов, таких как силикаты, которые формируют их мантию и кору; и металлов, таких как железо и никель, которые формируют их ядро. У трёх внутренних планет — Венеры, Земли и Марса — имеется атмосфера; у всех имеются ударные кратеры и тектонические черты поверхности, такие как рифтовые впадины и вулканы.

1. Меркурий

Меркурий (0,4 а. е. от Солнца) является ближайшей планетой к Солнцу и наименьшей планетой системы (0,055 массы Земли). У Меркурия нет спутников, а его единственными известными геологическими особенностями, помимо ударных кратеров, являются многочисленные зубчатые откосы, простирающихся на сотни километров — эскарпы, возникшие, вероятно, во время приливных деформаций на раннем этапе истории планеты во время, когда его периоды обращения вокруг оси и вокруг Солнца не вошли в резонанс. Меркурий имеет крайне разреженную атмосферу, она состоит из атомов, «выбитых» с поверхности планеты солнечным ветром. Относительно большое железное ядро Меркурия и его тонкая кора ещё не получили удовлетворительного объяснения. Имеется гипотеза, предполагающая, что внешние слои планеты, состоящие из лёгких элементов, были сорваны в результате гигантского столкновения, которое уменьшило размеры планеты, а также предотвратило полное поглощение Меркурия молодым Солнцем.

2. Венера

Венера близка по размеру  к Земле (0,815 земной массы) и, как и  Земля, имеет толстую силикатную оболочку вокруг железного ядра и  атмосферу. Имеются также свидетельства  её внутренней геологической активности. Однако количество воды на Венере гораздо  меньше земного, а её атмосфера в  девяносто раз плотнее. У Венеры нет спутников. Это самая горячая  планета, температура её поверхности  превышает 400 °C. Наиболее вероятной причиной столь высокой температуры является парниковый эффект, возникающий из-за плотной атмосферы, богатой углекислым газом. Не было обнаружено никаких однозначных свидетельств геологической деятельности на Венере, но, так как у неё нет магнитного поля, которое предотвратило бы истощение её существенной атмосферы, это позволяет допустить, что её атмосфера регулярно пополняется вулканическими извержениями.

3. Земля

Земля является крупнейшей и самой плотной из внутренних планет. У Земли наблюдается тектоника плит. Вопрос о наличии жизни где-либо, кроме Земли, остаётся открытым. Однако среди планет земной группы Земля является уникальной (прежде всего — гидросферой). Атмосфера Земли радикально отличается от атмосфер других планет — она содержит свободный кислород. У Земли есть один естественный спутник — Луна, единственный большой спутник планет земной группы Солнечной системы.

4. Марс

Марс меньше Земли и  Венеры (0,107 массы Земли). Он обладает атмосферой, состоящей главным образом  из углекислого газа, с поверхностным давлением 6,1 мбар (0,6 % от земного). На его поверхности есть вулканы, самый большой из которых, Олимп, превышает размерами все земные вулканы, достигая высоты 21,2 км. Рифтовые впадины (долины Маринер) наряду с вулканами свидетельствуют о прошлой геологической активности, которая, по современным данным, окончилась около 2 млн. лет назад. Красный цвет поверхности Марса вызван большим количеством оксида железа в его грунте. У планеты есть два спутника — Фобос и Деймос. Предполагается, что они являются захваченными астероидами.

 

Внешняя Солнечная  система

 

Внешняя область Солнечной  системы является местом нахождения газовых гигантов и их спутников. Орбиты многих короткопериодических комет, включая кентавров, также проходят в этой области. Твёрдые объекты этой области из-за их большего расстояния от Солнца, а значит, гораздо более низкой температуры, содержат льды воды, аммиака и метана.

Четыре планеты-гиганта, также называемые газовыми гигантами, все вместе содержат 99 % массы вещества, обращающегося на орбитах вокруг Солнца. Юпитер и Сатурн преимущественно состоят из водорода и гелия; Уран и Нептун обладают бо́льшим содержанием льда в их составе. Некоторые астрономы из-за этого классифицируют их в собственной категории — «ледяные гиганты». У всех четырёх газовых гигантов имеются кольца, хотя только кольцевая система Сатурна легко наблюдается с Земли.

5. Юпитер

Юпитер обладает массой в 318 раз больше, чем у Земли, что  в 2,5 раза массивнее всех остальных  планет, вместе взятых. Он состоит главным  образом из водорода и гелия. Высокая внутренняя температура Юпитера вызывает множество полупостоянных вихревых структур в его атмосфере, таких как полосы облаков и Большое красное пятно.

У Юпитера имеется 65 спутников. Четыре крупнейших — Ганимед, Каллисто, Ио и Европа — схожи с планетами земной группы такими явлениями, как вулканическая активность и внутренний нагрев. Ганимед, крупнейший спутник в Солнечной системе, больше Меркурия.

6. Сатурн

Сатурн, известный своей  обширной системой колец, имеет несколько схожие с Юпитером структуру атмосферы и магнитосферы. Хотя размер Сатурна составляет 60 % юпитерианского, масса (95 масс Земли) — меньше трети юпитерианской; таким образом, Сатурн — наименее плотная планета Солнечной системы (его средняя плотность сравнима с плотностью воды).

У Сатурна имеется 62 подтверждённых спутника; два из них — Титан и Энцелад — проявляют признаки геологической активности. Активность эта, однако, не схожа с земной, поскольку в значительной степени обусловлена активностью льда. Титан, превосходящий размерами Меркурий, — единственный спутник в Солнечной системе с существенной атмосферой.

7. Уран

Уран с массой в 14 раз  больше, чем у Земли, является самой  лёгкой из внешних планет. Уникальным среди других планет его делает то, что он вращается «лёжа на боку»; наклон оси его вращения к плоскости эклиптики равен примерно 98°. Если другие планеты можно сравнить с вращающимися волчками, то Уран больше похож на катящийся шар. Он имеет намного более холодное ядро, чем другие газовые гиганты, и излучает очень немного тепла в космос.

У Урана открыты 27 спутников; крупнейшие — Титания, Оберон, Умбриэль, Ариэль и Миранда.

8. Нептун

Нептун, хотя и немного меньше Урана, более массивен (17 масс Земли) и поэтому более плотный. Он излучает больше внутреннего тепла, но не так много, как Юпитер или Сатурн.

У Нептуна имеется 13 известных спутников. Крупнейший — Тритон, является геологически активным, с гейзерами жидкого азота. Тритон — единственный крупный спутник, движущийся в обратном направлении. Также Нептун сопровождается астероидами, называемыми троянцы Нептуна, которые находятся с ним в резонансе 1:1.

 

 

 

 

 

 

2. Методы исследования планет

Определение масс и диаметров планет

 

При изучении планет с физической точки зрения, прежде всего необходимо знать их размеры и массу. Зная то и другое, можно легко вычислить и среднюю плотность планеты.

Определение масс планет, имеющих  спутники, производится на основании III закона Кеплера в его точной форме.

Массы Меркурия и Венеры были первоначально определены по тем возмущениям, которые они вызывают в движении других планет. Полеты к этим планетам космических аппаратов позволили существенно уточнить значения их масс по их воздействию на траекторию аппарата. Масса Луны была найдена по воздействию на Землю, под влиянием которого Земля описывает маленький эллипс вокруг их общего центра тяжести. Массы крупных спутников Юпитера можно определить по их взаимным возмущениям. Для остальных спутников, а также для астероидов приходится делать только приближенную оценку массы и диаметра по их блеску. Линейный диаметр планеты легко определить, зная расстояние и измерив ее угловой диаметр.

Наблюдения поверхностей планет в телескоп       

Этот метод, применяемый  в астрономии с момента изобретения  телескопа, т. е. уже почти 370 лет, вначале это был почти единственным способом получать какие-либо сведения о поверхностях и атмосферах планет. Но даже в наше время, несмотря на развитие фотографии, а также фотометрического и спектрального методов исследования, метод непосредственных визуальных наблюдений еще не потерял своего значения.

Наблюдения планет в телескоп заключаются чаще всего в зарисовке  вида планеты. При зарисовке наблюдатель  старается как можно точнее передать то, что он видит. Рисунок обычно сопровождается тщательным описанием, цель которого — дополнить изображенное на рисунке (например, указать цвет деталей, поскольку рисунок делается обычно одноцветным).

Сравнение нескольких рисунков, сделанных различными наблюдателями  в одну ночь и даже с одним и  тем же инструментом, показывает подчас большие различия между ними. Это  зависит от многих причин: от опытности  наблюдателя, от его состояния, от манеры зарисовки и даже, как это ни странно, от той гипотезы строения поверхности  планеты, которой придерживается наблюдатель. Как бы ни старался наблюдатель объективно передать вид планеты, он бессознательно будет в сомнительных случаях  решать вопрос в пользу разделяемой  им гипотезы.

Все это показывает, что  визуальные наблюдения планет весьма субъективны, и делать из них какие-либо выводы можно только на основании  длинного ряда наблюдений, желательно нескольких наблюдателей. Вместе с тем визуальные наблюдения имеют то преимущество перед фотографированием планет, что наблюдатель имеет возможность в краткие промежутки временных успокоений воздуха рассмотреть такие детали на диске планеты, которые наверняка не выйдут на пластинке.

Фотографирование  планет

Если визуальные наблюдения страдают субъективностью, то фотографический  метод в астрономии имеет основное преимущество именно благодаря своей  объективности.

Фотографирование планет со светофильтрами, впервые примененное  Г. А. Тиховым в 1909 г., может дать указание на присутствие или отсутствие атмосферы на планете, если только эта атмосфера достаточно прозрачна.

Начиная с 1924 г., помимо фотографирования планеты в видимых лучах, было получено много снимков Марса  в ультрафиолетовых и инфракрасных лучах, недоступных визуальным наблюдениям. Возможность исследовать изображения  планет в этих лучах представляет еще одно преимущество фотографического метода.

Развитие электроники  позволило применить принципиально  новый метод получения и фотографирования изображений планет в инфракрасных лучах на обычных пластинках. Для этого применяются специальные приборы — электронно-оптические преобразователи, главной частью которых является электронно-лучевая трубка, подобная тем, которые применяются в телевизорах. При этом методе достигается огромный выигрыш в яркости. Это помогает улавливать моменты прояснений изображения и избавиться от замывания деталей диска планеты из-за колебаний воздуха. Повышается и разрешающая способность прибора. Метод электронной фотографии имеет большое будущее. Он еще в 50-е годы с успехом был применен при фотографировании Марса, а также Сатурна, Юпитера и других планет. Фотографии планет используются теперь в основном для фотометрических задач.

Фотометрия

Слово «фотометрия» означает «измерение света». С помощью фотометрического метода мы измеряем интенсивность света, приходящего к нам от небесных тел. В области изучения планет фотометрический метод позволяет решать следующие задачи:

1. Измерение блеска планеты, т. е. той освещенности, которую свет планеты создает в точке наблюдения
2. Определение альбедо — величины, выражающей среднюю отражательную способность обращенного к Земле полушария планеты.
3. Оценка вероятных размеров спутников планет и астероидов по их блеску и принятому значению альбедо.
4. Исследование вращения малых планет по периодическим колебаниям их блеска.
5. Изучение распределения яркости по планетным дискам, что позволяет получить карту отражательной способности видимой поверхности планеты.

Блеск является мерой освещенности, создаваемой светилом на Земле. Точнее, блеск равен освещенности поверхности, расположенной в точке наблюдения перпендикулярно к лучам светила. Так как планеты в свою очередь освещаются Солнцем и отражают его лучи, нам придется познакомиться с законами отражения света шарообразными телами, освещаемыми извне.

Для непосредственного измерения  видимого блеска планет применяются  приборы, называемые фотометрами.

К фотометрическим методам  вплотную примыкает поляриметрический  метод, основанный на измерении доли поляризованного света в общем  количестве света, отраженного некоторым  участком поверхности планеты. Так  как степень поляризации отраженного  света зависит от свойств отражающей поверхности, этот метод дает некоторое  представление о строении поверхностей планет и об их атмосферах. Поляриметрия также бывает визуальная, фотографическая и фотоэлектрическая.

Радиометрические  наблюдения

Для измерения суммарной  радиации всех длин воли, приходящей к  нам от небесных светил и, в частности, от планет, служат неизбирательные  приемники радиации, например, термоэлемент. Сами методы измерения суммарной  радиации называются радиометрическими.

Радиометрические методы дают возможность определять температуры  планет.

Спектральный  анализ

Одним из самых могущественных методов современной астрофизики  является спектральный анализ. Он дает возможность изучать температуру, состав, строение и даже движение далеких  небесных объектов.

Получение спектров небесных светил основано на свойстве стеклянной призмы и дифракционной решетки преломлять лучи света разных длин волн под разными углами. Это явление называется дисперсией.

Для получения спектра  служит прибор, называемый спектрографом.

Фотографирование планет сквозь светофильтры, пропускающие лишь свет в определенном интервале длин волн - колориметрия, т. е. измерения цвета. При этом, конечно, речь идет не о грубой оценке на глаз цвета тех или иных частей поверхности планеты, поскольку такие оценки всегда субъективны и неточны, а о выражении цветности планетных образований с помощью, так называемых цветовых эквивалентов.

Колориметрия дает менее  точные результаты, чем спектрофотометрия, но зато имеет более широкие возможности для использования, так как гораздо легче получить снимок планеты сквозь светофильтр, чем ее спектр.

Сейчас методы спектрофотометрии продолжают применяться с постепенным расширением спектрального диапазона в сторону инфракрасных лучей.

Радиоастрономические  методы исследования

Как известно, любое нагретое тело является источником электромагнитных волн. Тела, имеющие высокую температуру, излучают свет — видимые лучи, более  холодные тела испускают радиоволны. Если говорить точнее, для каждой температуры  имеется определенное распределение  энергии по спектру.

Радиоизлучение планеты  может быть тепловым и нетепловым. Тепловое излучение возникает в  результате хаотического теплового  движения заряженных частиц на поверхности  планеты (точнее, в некотором слое, прилегающем к поверхности). Нетепловое радиоизлучение образуется в результате электромагнитных процессов: плазменных колебаний в атмосфере планеты, торможения заряженных частиц в ее магнитном поле и т. п.

В 1946 г. было впервые обнаружено радиоизлучение Луны, на волне 1,25 ем, что позволило в последующие годы применить радиоастрономические наблюдения для определения физических свойств наружного покрова Луны.

Радионаблюдения планет внесли важный вклад в изучение их природы.

Радиолокация  планет

Сперва радиолокация планет (главным образом Венеры) использовалась для уточнения величины астрономической единицы (среднего расстояния Земли от Солнца). Определяя время прохождения сигнала от Земли к Венере и обратно, можно вычислить расстояние между планетами в километрах. С помощью радиолокации Венеры (проводившейся независимо в СССР группой ученых из Института радиотехники и электроники АН СССР под руководством В. А. Котельникова и в США несколькими группами ученых) удалось определить эту величину с потрясающей точностью, о какой и не мечтали астрономы до применения этого метода:

1 а. е.=149 597 870±1,5 км.

Следующей задачей, успешно решенной методами радиолокации, было определение радиуса планет, в частности радиуса Венеры. Радиус планеты определяется из тех же наблюдений, что и расстояние до нее.

Радиолокация позволяет  изучать и физические свойства пород  поверхности планеты.

Исследование  планет космическими аппаратами

Применение космических аппаратов намного расширило возможность исследования планет. Основными методами научных исследований при этом являются следующие:

1. Прямое фотографирование планеты с более или менее близкого расстояния или небольших участков ее поверхности как с орбиты или пролетной траектории, так и с самой поверхности планеты.
2. Измерение давления и температуры атмосферы планеты при спуске производится с помощью манометров (работающих по принципу барометра-анероида) и термометров сопротивления, плотность измеряется плотномерами различных типов (ионизационный, камертонный и др.).
3. Измерение химического состава атмосферы. Производится с помощью газоанализаторов различных типов. Обычно каждый газоанализатор предназначен для определения содержания какого-то определенного газа.
4. Изучение верхних слоев атмосферы по методу радиопросвечивания.
5. Спектральные наблюдения свечения газов атмосферы в ультрафиолетовых лучах позволяют регистрировать самые интенсивные, так называемые резонансные спектральные линии. Исследование свечения этих линий. Дает сведения о составе и плотности атмосферы до самых больших высот.
6. Измерения содержания заряженных частиц в атмосфере и в околопланетном пространстве с помощью ионных ловушек; измерения скорости и потока заряженных частиц в магнитосфере планеты.
7. Измерения напряженности магнитного поля планеты и изучение структуры ее магнитосферы с помощью чувствительных магнитометров.
8. Различные методы изучения физических свойств и состава грунта планеты; определение содержания радиоактивных элементов с помощью гамма-спектрометров, определение диэлектрической проницаемости грунта с помощью бортового радиолокатора, химический анализ забираемых проб грунта приборами спускаемых аппаратов, измерение плотности грунта плотномером и т. д.
9. Изучение гравитационного поля планеты по движению ее искусственных спутников или пролетающих мимо нее космических аппаратов.
10. Исследование собственного теплового и радиоизлучения планеты с близких расстояний в широком диапазоне длин волн — от микронных до дециметровых.

 

 

3. Результаты изучения планет

Исследования Меркурия

 Меркурий — наименее изученная планета земной группы. В 1639 году Джованни Зупи с помощью телескопа открыл, что орбитальные фазы Меркурия подобны фазам Луны и Венеры. Наблюдения окончательно продемонстрировали, что Меркурий обращается вокруг Солнца. В 1880-х годах Джованни Скиапарелли картографировал и предположил, что период вращения составляет 88 дней и совпадает с сидерическим периодом обращения вокруг Солнца из-за приливных сил. Итальянский астроном Джузеппе Коломбо заметил, что период вращения составляет 2/3 от сидерического периода обращения Меркурия, и предположил, что эти периоды попадают в резонанс 3:2. Данные с «Маринера-10» впоследствии подтвердили эту точку зрения. К 1966 году на основе накопленных данных получены неплохие оценки температуры поверхности Меркурия: 600 К в подсолнечной точке и 150 К на неосвещённой стороне. Первые радиолокационные наблюдения были проведены в июне 1962 года группой В. А. Котельникова в ИРЭ, они выявили сходство отражательных свойств Меркурия и Луны. В 1965 году подобные наблюдения на радиотелескопе в Аресибо позволили получить оценку периода вращения Меркурия: 59 дней.

Только два космических  аппарата были направлены для исследования Меркурия. Первым был «Маринер-10», который  в 1974—1975 годах трижды пролетел мимо Меркурия; максимальное сближение составляло 320 км. В результате было получено несколько  тысяч снимков, покрывающих примерно 45 % поверхности планеты. Дальнейшие исследования с Земли показали возможность  существования водяного льда в полярных кратерах.

Из всех планет, видных невооружённым  глазом, только Меркурий никогда не имел собственного искусственного спутника. В настоящее время НАСА осуществляет вторую миссию к Меркурию под названием  «Мессенджер». Аппарат был запущен 3 августа 2004 года, а в январе 2008 года впервые совершил облёт Меркурия. Для выхода на орбиту вокруг планеты в 2011 году аппарат совершил ещё два гравитационных манёвра вблизи Меркурия: в октябре 2008 года и в сентябре 2009 года. «Мессенджер» также выполнил один гравитационный манёвр у Земли в 2005 году и два манёвра вблизи Венеры: в октябре 2006 и в июне 2007 года, в ходе которых производил проверку оборудования.

Европейским космическим  агентством (ESA) совместно с японским агентством аэрокосмическим исследований (JAXA) разрабатывается миссия «Бепи Коломбо», состоящая из двух космических аппаратов: Mercury Planetary Orbiter (MPO) и Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO). Европейский аппарат MPO будет исследовать поверхность Меркурия и его глубины, в то время как японский MMO будет наблюдать за магнитным полем и магнитосферой планеты. Запуск BepiColombo планируется на 2013 год, а в 2019 году он выйдет на орбиту вокруг Меркурия, где и разделится на две составляющие.

Развитие электроники  и информатики сделало возможным  наземные наблюдения Меркурия с помощью  приёмников излучения ПЗС и последующую  компьютерную обработку снимков. Одним  из первых серии наблюдений Меркурия с ПЗС-приёмниками осуществил в 1995—2002 годах Йохан Варелл в обсерватории на острове Ла Пальма на полуметровом солнечном телескопе. Варелл выбирал лучшие из снимков, не используя компьютерное сведе́ние. Сведение начали применять в Абастуманской астрофизической обсерватории к сериям фотографий Меркурия, полученным 3 ноября 2001 года, а также в обсерватории Скинакас Ираклионского университета к сериям от 1—2 мая 2002 года; для обработки результатов наблюдений применили метод корреляционного совмещения. Полученное разрешённое изображение планеты обладало сходством с фотомозаикой «Маринера-10», очертания небольших образований размерами 150—200 км повторялись. Так была составлена карта Меркурия для долгот 210—350°.

17 марта 2011 года межпланетный  зонд «Мессенджер» (англ. Messenger) вышел на орбиту Меркурия. Предполагается, что с помощью аппаратуры, установленной на нём, зонд сможет исследовать ландшафт планеты, состав её атмосферы и поверхности; также оборудование «Мессенджера» позволяет вести исследования энергичных частиц и плазмы. Срок работы зонда определяется в один год.

17 июня 2011 года стало известно, что, по данным первых исследований, проведённых КА «Мессенджер», магнитное поле планеты не симметрично относительно полюсов; таким образом, северного и южного полюса Меркурия достигает различное количество частиц солнечного ветра. Также был проведён анализ распространённости химических элементов на планете.

Россия планирует отправить  на планету первую посадочную станцию  «Меркурий-П». Реализация проекта планировалась на 2019 год, но была значительно отодвинута.

Исследования Венеры

Исследование поверхности  Венеры стало возможным с развитием  радиолокационных методов. Наиболее подробную  карту составил американский аппарат  «Магеллан», заснявший 98 % поверхности  планеты. Картографирование выявило  на Венере обширные возвышенности. Крупнейшие из них — Земля Иштар и Земля Афродиты, сравнимые по размерам с земными материками. На поверхности планеты также выявлены многочисленные кратеры. Вероятно, они образовались, когда атмосфера Венеры была менее плотной. Значительная часть поверхности планеты геологически молода (порядка 500 млн лет). 90 % поверхности планеты покрыто застывшей базальтовой лавой.

В 2009 году была опубликована карта южного полушария Венеры, составленная с помощью аппарата «Венера-экспресс». На основе данных этой карты возникли гипотезы о наличии в прошлом  на Венере океанов воды и сильной  тектонической активности.