FANDOM


Mercury Mariner10

Der Merkur aufgenommen von Marina 10

Merkur [1]
[2]
Merkur in natürlichen Farben, beim Anflug der Raumsonde Mariner 10
Eigenschaften des Orbits [1]
Große Halbachse 0,3871 AE

(57,909 Mio. km)

Perihel – Aphel 0,307 – 0,467 AE
Exzentrizität 0,2056
Neigung der Bahnebene 7,00°
Siderische Umlaufzeit 87,969 d
Synodische Umlaufzeit 115,88 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 47,87 km/s
Kleinster – größter Erdabstand 0,517 – 1,483 AE
Physikalische Eigenschaften [1]
Äquator- – Poldurchmesser* 4.879,4 – 4.879,4 km
Masse 3,302 · 1023 kg
Mittlere Dichte 5,427 g/cm3
Fallbeschleunigung* 3,7 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 4,3 km/s
Rotationsperiode 58 d 15 h 36 min
Neigung der Rotationsachse 0,01°
Geometrische Albedo 0,106
Max. scheinbare Helligkeit −1,9m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck* 10−15bar
Temperatur*

Min. – Mittel – Max.

100 K (–173 °C)
440 K (+167 °C)
700 K (+427 °C)
Hauptbestandteile
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
[3]
Größenvergleich zwischen Merkur (links) und Erde

Der Merkur ist mit einem Durchmesser von knapp 4880 km der kleinste, mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von etwa 58 Millionen km der sonnennächste und somit auch schnellste Planet im Sonnensystem. Er hat mit einer maximalen Tagestemperatur von rund +430 °C und einer Nachttemperatur von bis zu −170 °C die größten Temperaturschwankungen aller Planeten.

Aufgrund seiner Größe und seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er von der Erde aus schwer zu beobachten, da er nur einen Winkelabstand von etwa 20° östlich und westlich von der Sonne erreicht.

Sein astronomisches Symbol ist ☿.

Mögliche zukünftige EntwicklungBearbeiten

Konstantin Batygin und Gregory Laughlin von der University of California, Santa Cruz, und davon unabhängig Jacques Laskar (Pariser Observatorium) haben aufgrund von Computersimulationen festgestellt, dass das innere Sonnensystem auf lange Sicht nicht stabil bleiben muss. Merkurs Bahn weist die höchste Exzentrizität aller Planeten auf, und ist bereits heute beinahe so exzentrisch wie die Bahn des Kleinplaneten Pluto. In ferner Zukunft (in einer Milliarde Jahren oder mehr) könnte Jupiters Schwerkraft Merkur aus seiner jetzigen Umlaufbahn herausreißen, indem er durch seinen Einfluss nach und nach Merkurs Bahnexzentrizität vergrößert, bis der Planet in seinem sonnenfernsten Punkt (Aphel) die Umlaufbahn der Venus kreuzt.[2]

Daraufhin könnte es vier Szenarien geben: Merkur stürzt in die Sonne; er wird aus dem Sonnensystem geschleudert; er kollidiert mit der Venus oder sogar mit der Erde. Die Chance, dass eine dieser Möglichkeiten eintreffen wird, bevor sich die Sonne zu einem Roten Riesen aufblähen wird, liegt jedoch nur bei rund 1 %.[3]

AtmosphäreBearbeiten

Der Merkur hat keine Atmosphäre im herkömmlichen Sinn. Sie ist dünner als ein labortechnisch erreichbares Vakuum und bietet die gleiche freie Sicht wie die Atmosphäre des Mondes. Die Bestandteile Wasserstoff H2 (22 %) und Helium (6 %) stammen sehr wahrscheinlich aus dem Sonnenwind; Sauerstoff O2 (42 %), Natrium (29 %) und Kalium (0,5 %) wurde von ihm vermutlich aus dem Material der Oberfläche freigesetzt (die Prozentangaben sind ungenaue Schätzungen der Volumenanteile der Gase). Der Druck der Gashülle beträgt am Boden nur etwa 10−15 Bar. Die Gesamtmasse der Merkuratmosphäre beträgt damit nur etwa 1000 Kilogramm.

Aufgrund der großen Hitze und der geringen Anziehungskraft kann Merkur die Gasmoleküle nicht lange halten, sie entweichen durch Photoevaporation stets schnell ins All. Auf der Erde heißt der Bereich, für den dies zutrifft, Exosphäre; es ist die Austauschzone zum interplanetaren Raum. Eine ursprüngliche Atmosphäre als Entgasungsprodukt des Planeteninnern ist dem Merkur längst verloren gegangen; es gibt auch keine Spuren einer früheren Erosion durch Wind und Wasser. Das Fehlen einer richtigen Gashülle, welche für einen gewissen Ausgleich der Oberflächentemperaturen sorgen würde, bedingt in dieser Sonnennähe besonders extreme Temperaturschwankungen zwischen der Tag- und der Nachtseite. Gegenüber den Nachttemperaturen, die bis auf −173 °C sinken, wird die während des geringsten Sonnenabstands beschienene Planetenseite bis auf +427 °C aufgeheizt. Während des größten Sonnenabstands beträgt die höchste Bodentemperatur bei der großen Bahnexzentrizität von Merkur noch rund +250 °C.

OberflächeBearbeiten

Wegen der schwierigen Erreichbarkeit auf der sonnennahen Umlaufbahn und der damit verbundenen Gefahr durch den intensiveren Sonnenwind haben bislang erst zwei Raumsonden, Mariner 10 und MESSENGER, den Planeten besucht und eingehender studiert. Bei drei Vorbeiflügen in den 1970er-Jahren konnte Mariner 10 lediglich etwa 45 % seiner Oberfläche kartieren. Die Merkursonde MESSENGER hatte gleich bei ihrem ersten Vorbeiflug im Januar 2008 auch einige von Mariner 10 nicht erfasste Gebiete fotografiert und konnte die Abdeckung auf etwa 66 % erhöhen. Mit ihrem zweiten Swing-by im Oktober 2008 stieg die Abdeckung auf rund 95 %.

Die mondähnliche, von Kratern durchsetzte Oberfläche aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflektiert das Sonnenlicht nur schwach. Die mittlere sphärische Albedo beträgt 0,06, das heißt die Oberfläche streut im Durchschnitt 6 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichtes zurück. Damit ist der Merkur im Mittel noch etwas dunkler als der Mond (0,07).

Anhand der zerstörerischen Beeinträchtigung der Oberflächenstrukturen untereinander ist, wie auch bei Mond und Mars, eine Rekonstruktion der zeitlichen Reihenfolge der prägenden Ereignisse möglich. Es gibt in den abgelichteten Gebieten des Planeten keine Anzeichen von Plattentektonik; MESSENGER hat aber zahlreiche Hinweise auf vulkanische Eruptionen gefunden.

Möglichkeit von EisBearbeiten

Für die Polregionen von Merkur lassen die Ergebnisse von Radaruntersuchungen die Möglichkeit zu, dass dort kleine Mengen von Wassereis existieren könnten. Da Merkurs Rotationsachse mit 0,01° praktisch senkrecht auf der Bahnebene steht, liegt das Innere einiger polnaher Krater stets im Schatten. In diesen Gebieten ewiger Nacht sind dauerhafte Temperaturen von −160 °C möglich. Solche Bedingungen können Eis konservieren, das durch eingeschlagene Kometen eingebracht wurde. Die hohen Radar-Reflexionen können jedoch auch durch Metallsulfide oder durch die in der Atmosphäre nachgewiesenen Alkalimetalle oder andere Materialien verursacht werden.

Solche Spekulationen über Wasservorkommen hat es auch schon hinsichtlich spektraler Spuren von Wasserstoff in Kratern nahe dem Südpol des Mondes gegeben. Als dort die abgetrennter EDUS-Stufe des Lunar CRater Observation and Sensing Satellite gezielt zum Aufschlag gebracht wurde, konnten in der aufgewirbelten Wolke Spuren von Wassereis nachgewiesen werden.