Grundlegende astronomische Daten
Merkur ist in mehrfacher Hinsicht ein extremer Planet. Aufgrund seiner Nähe zur Sonne - seine durchschnittliche Umlaufbahn beträgt 58 Millionen km (36 Millionen Meilen) - hat es das kürzeste Jahr (eine Umdrehungsperiode von 88 Tagen) und empfängt die intensivste Sonnenstrahlung aller Planeten. Mit einem Radius von etwa 2.440 km ist Merkur der kleinste große Planet, sogar kleiner als Jupiters größter Mond Ganymed oder Saturns größter Mond Titan. Außerdem ist Quecksilber ungewöhnlich dicht. Obwohl seine mittlere Dichte ungefähr der der Erde entspricht, hat es weniger Masse und wird daher durch seine eigene Schwerkraft weniger komprimiert. Wenn die Selbstkompression korrigiert wird, ist die Quecksilberdichte die höchste aller Planeten. Fast zwei Drittel der Quecksilbermasse sind in seinem größtenteils eisernen Kern enthalten, der sich vom Zentrum des Planeten bis zu einem Radius von etwa 2.100 km (1.300 Meilen) oder etwa 85 Prozent des Weges zu seiner Oberfläche erstreckt. Die felsige Außenhülle des Planeten - seine Oberflächenkruste und der darunter liegende Mantel - ist nur etwa 300 km dick.
Beobachtungsherausforderungen
Von der Erdoberfläche aus gesehen versteckt sich Merkur in der Dämmerung und im Zwielicht und erreicht in einem Winkelabstand von der Sonne nie mehr als 28 °. Es dauert ungefähr 116 Tage, bis aufeinanderfolgende Dehnungen - dh Merkur kehrt am Morgen- oder Abendhimmel zum gleichen Punkt relativ zur Sonne zurück. Dies nennt man Merkurs Synodenperiode. Die Nähe zum Horizont bedeutet auch, dass Merkur immer durch mehr turbulente Erdatmosphäre gesehen wird, was die Sicht verwischt. Selbst über der Atmosphäre sind umlaufende Observatorien wie das Hubble-Weltraumteleskop durch die hohe Empfindlichkeit ihrer Instrumente daran gehindert, so nah an die Sonne zu zeigen, wie es für die Beobachtung von Merkur erforderlich wäre. Da die Umlaufbahn von Merkur innerhalb der Erde liegt, verläuft sie gelegentlich direkt zwischen Erde und Sonne. Dieses Ereignis, bei dem der Planet teleskopisch oder mit Instrumenten von Raumfahrzeugen als kleiner schwarzer Punkt über der hellen Sonnenscheibe beobachtet werden kann, wird als Transit bezeichnet (siehe Sonnenfinsternis) und tritt in einem Jahrhundert etwa ein Dutzend Mal auf. Der nächste Quecksilbertransit wird 2019 stattfinden.
Quecksilber ist auch schwierig mit der Raumsonde zu untersuchen. Da sich der Planet tief im Gravitationsfeld der Sonne befindet, wird viel Energie benötigt, um die Flugbahn eines Raumfahrzeugs so zu formen, dass es von der Erdumlaufbahn zur Merkurbahn gelangt, so dass es in die Umlaufbahn um den Planeten gelangen oder dort landen kann es. Das erste Raumschiff, das Merkur besuchte, Mariner 10, befand sich 1974/75 im Orbit um die Sonne, als es drei kurze Vorbeiflüge auf dem Planeten unternahm. Bei der Entwicklung nachfolgender Missionen nach Merkur, wie dem 2004 gestarteten US-amerikanischen Raumschiff Messenger, berechneten Raumfahrtingenieure komplexe Routen und verwendeten dabei Schwerkrafthilfen (siehe Raumfahrt: Planetenflüge) aus wiederholten Vorbeiflügen von Venus und Merkur über mehrere Jahre. Im Messenger-Missionsdesign trat das Raumschiff nach Beobachtungen aus mäßigen Entfernungen während planetarischer Vorbeiflüge in den Jahren 2008 und 2009 2011 für Nahuntersuchungen in eine langgestreckte Umlaufbahn um Merkur ein. Außerdem die extreme Hitze, nicht nur von der Sonne, sondern auch Ebenfalls von Mercury selbst abgestrahlt, forderten sie die Designer von Raumfahrzeugen auf, die Instrumente kühl genug zu halten, um funktionieren zu können.
Orbital- und Rotationseffekte
Die Umlaufbahn von Merkur ist die am stärksten geneigte der Planeten und neigt sich etwa 7 ° von der Ekliptik, der Ebene, die durch die Erdumlaufbahn um die Sonne definiert wird. Es ist auch die exzentrischste oder längste Planetenbahn. Infolge der verlängerten Umlaufbahn erscheint die Sonne am Himmel von Merkur mehr als doppelt so hell, wenn der Planet der Sonne (am Perihel) mit 46 Millionen km (29 Millionen Meilen) am nächsten ist, als wenn er am weitesten von der Sonne entfernt ist (am Aphel), bei fast 70 Millionen km (43 Millionen Meilen). Die Rotationsperiode des Planeten von 58,6 Erdentagen in Bezug auf die Sterne - dh die Länge seines Sternentages - bewirkt, dass die Sonne am Merkurhimmel langsam nach Westen driftet. Da Merkur auch die Sonne umkreist, werden seine Rotations- und Rotationsperioden so kombiniert, dass die Sonne drei Mercurianische Sternentage oder 176 Erdentage benötigt, um einen vollständigen Kreislauf zu bilden - die Länge ihres Sonnentages.
Wie durch Keplers Gesetze der Planetenbewegung beschrieben, bewegt sich Merkur so schnell um die Sonne in der Nähe des Perihels, dass die Sonne ihren Kurs am Himmel des Merkur umzukehren scheint und sich kurz nach Osten bewegt, bevor sie ihren westlichen Vormarsch wieder aufnimmt. Die beiden Stellen am Merkuräquator, an denen diese Schwingung mittags stattfindet, werden als heiße Pole bezeichnet. Da die Überkopfsonne dort verweilt und sie bevorzugt erwärmt, können die Oberflächentemperaturen 700 Kelvin (K; 800 ° F, 430 ° C) überschreiten. Die beiden äquatorialen Stellen 90 ° von den heißen Polen entfernt, die als warme Pole bezeichnet werden, werden nie annähernd so heiß. Aus der Perspektive der warmen Pole steht die Sonne bereits tief am Horizont und steht kurz vor dem Untergang, wenn sie am hellsten wächst und ihre kurze Kursumkehr durchführt. In der Nähe der Nord- und Südrotationspole von Quecksilber sind die Bodentemperaturen unter 200 K (–100 ° F, –70 ° C) noch kälter, wenn sie von streifendem Sonnenlicht beleuchtet werden. In den langen Nächten von Merkur vor Sonnenaufgang fallen die Oberflächentemperaturen auf etwa 90 K (–180 ° C).
Der Temperaturbereich von Merkur ist der extremste der vier inneren terrestrischen Planeten des Sonnensystems, aber die Nachtseite des Planeten wäre noch kälter, wenn Merkur ein Gesicht ständig der Sonne zugewandt und das andere in ständiger Dunkelheit halten würde. Bis erdgestützte Radarbeobachtungen in den 1960er Jahren das Gegenteil bewiesen hatten, hatten Astronomen lange geglaubt, dass dies der Fall sein würde, wenn die Rotation von Merkur synchron wäre - das heißt, wenn seine Rotationsperiode dieselbe wäre wie seine 88-Tage-Revolutionsperiode. Teleskopbeobachter, die sich darauf beschränkten, Quecksilber regelmäßig unter Bedingungen zu betrachten, die durch den Winkelabstand von Merkur von der Sonne vorgegeben waren, waren zu dem Schluss gekommen, dass ihr Sehen derselben kaum unterscheidbaren Merkmale auf der Oberfläche von Merkur bei jeder Betrachtung eine synchrone Rotation anzeigte. Die Radaruntersuchungen ergaben, dass sich die Rotationsperiode des Planeten von 58,6 Tagen nicht nur von seiner Umlaufzeit unterscheidet, sondern auch genau zwei Drittel davon.
Die Exzentrizität der Merkur-Umlaufbahn und die starken Sonnenfluten - Verformungen, die durch die Anziehungskraft der Sonne im Körper des Planeten hervorgerufen werden - erklären anscheinend, warum sich der Planet dreimal alle zwei Male dreht, wenn er die Sonne umkreist. Quecksilber hatte sich vermutlich schneller gedreht, als es sich bildete, aber es wurde durch Gezeitenkräfte verlangsamt. Anstatt wie bei vielen Planetensatelliten, einschließlich des Erdmondes, zu einem Zustand synchroner Rotation zu gelangen, wurde Merkur mit einer Rotationsrate von 58,6 Tagen gefangen. Bei dieser Geschwindigkeit zieht die Sonne wiederholt und besonders stark an den durch Gezeiten verursachten Ausbuchtungen in der Quecksilberkruste an den heißen Polen. Die Wahrscheinlichkeit, den Spin nach 58,6 Tagen einzufangen, wurde durch die Gezeitenreibung zwischen dem festen Mantel und dem geschmolzenen Kern des jungen Planeten erheblich erhöht.
