Kontakt | Mapa witryny | Szukaj
Strona główna Sondy planetarne Sondy księżycowe Satelity ziemskie
Układ Słoneczny
Merkury

ODKRYCIE
Data odkrycia prehistoria
Odkrywca nieznany
PARAMETRY ORBITY
Aphelium 0,467 j.a.
Peryhelium 0,307 j.a.
Półoś wielka 0,387 j.a.
Mimośród 0,20563
Okres orbitalny 87,97 dni (0,24 roku)
Średnia prędkość orb. 47,87 km/s
Nachylenie orbity 7,005°
PARAMETRY FIZYCZNE
Promień 2440 km
Spłaszczenie 0
Masa 3,3022×10²³ kg
Średnia gęstość 5,427 g/cm³
Przyśp. grawitacyjne 3,7 m/s²
Prędkość ucieczki 4,25 km/s
Okres obrotu 58,646 dnia
Temperatura od -193 °C do 427 °C
Magnitudo od -2,6m do 5,7m
Rozmiar kątowy od 4,5" do 13"
Liczba księżyców 0
ATMOSFERA
Ciśnienie na powierzchni śladowe
Skład




42% tlen
29% sód
22% wodór
6% hel
0,5% potas
Merkury jest najbardziej wewnętrzną i najmniejszą planetą Układu Słonecznego, a jego orbita charakteryzuje się największym mimośrodem wśród planet. Rok na Merkurym trwa 88 dni ziemskich, natomiast trzy tamtejsze doby trwają dwa merkurjańskie lata. Nachylenie jego osi obrotu (względem płaszczyzny orbitalnej) jest najmniejsze ze wszystkich planet naszego układu. Niewielki, chociaż obserwowalny (43 sekundy łuku na stulecie) wkład w ruch peryhelium orbity Merkurego został wyjaśniony dopiero na gruncie ogólnej teorii względności Einsteina.

Merkury jest planetą dolną i dlatego ukazuje się na ziemskim niebie jako obiekt poranny lub wieczorny. Jednak z powodu znaczniej bliskości Słońca jest on znacznie trudniejszy do zaobserwowania (w przeciwieństwie do innej planety dolnej - Wenus).

Struktura wewnętrzna

Merkury jest jedną z czterech skalistych w Układzie Słonecznym. Z promieniem równikowym 2439,7 kilometra jest najmniejszą planetą Układu Słonecznego (jest nawet mniejszy od dwóch największych księżyców w Układzie Słonecznym - Ganimedesa i Tytana). Planeta w około 70 procentach składa się z materii metalicznej i tylko w 30 z materii krzemianowej. Z tego względu średnia gęstość tej planety jest bardzo wysoka - wynosi 5,427 g/cm³ - i tylko nieznacznie ustępuje pod tym względem gęstości Ziemi - 5,515 g/cm³. Jednak po wykluczeniu efektu kompresji grawitacyjnej, materia z której zbudowany jest Merkury będzie miała znacznie większą gęstość (5,3 g/cm³) niż Ziemia (4,4 g/cm³).

Ze średniej gęstości Merkurego można pośrednio wnioskować o jego strukturze wewnętrznej. Podczas gdy wysoka gęstość Ziemi jest skutkiem kompresji grawitacyjnej mającej miejsce przede wszystkim w jądrze, Merkury jest znacznie mniejszy i jego wewnętrzne rejony nie mogą być wystarczająco silnie skompresowane. Dlatego też duża gęstość Merkurego jest skutkiem obecności w jego wnętrzu bardzo dużego żelaznego jądra.

Struktura wewnętrzna Merkurego.
1. Skorupa: 100-300 km grubości,
2. Płaszcz: 600 km grubości,
3.Jądro: promień 1800 km.
Geolodzy oszacowali, że przy promieniu 1800 kilometrów jądro Merkurego zajmuje około 42% jego objętości (w przypadku Ziemi jądro zajmuje tylko 17%), przy czym ostatnie badania wskazują, że przynajmniej jego część jest stopiona. Nad jądrem znajduje się 500-700 kilometrowa warstwa płaszcza, złożonego głównie z materii skalnej (krzemianowej). Z obserwacji - zarówno z powierzchni Ziemi jak i przestrzeni kosmicznej - wynika natomiast, że skorupa Merkurego ma od 100 do 300 kilometrów grubości.

Merkury ma największe jądro (w stosunku do swojej średnicy) ze wszystkich planet Układu Słonecznego. Aby wyjaśnić tę anomalię, naukowcy zaproponowali kilka teorii. Każda z nich przewiduje zupełnie inny skład powierzchni i dwie najbliższe misje sond kosmicznych do tej planety (MESSENGER i BepiColombo) powinny dać odpowiedź, która z tych teorii jest poprawna.

Najpowszechniej akceptowalna dziś teoria mówi, że skład pierwotnego Merkurego (który był 2,25 raza cięższy niż obecnie) był bardzo podobny do składu chondrytów (powszechna materia w Układzie Słonecznym). We wczesnym etapie swojego istnienia (ale już po zróżnicowaniu jego wnętrza) Merkury zderzył się z planetezymalem o średnicy kilkuset kilometrów. Zderzenie to zerwało i rozproszyło w przestrzeni większość pierwotnej materii skorupy oraz płaszcza, czyniąc nietknięte jądro największą strukturą wewnętrzną tej planety.

Alternatywna teoria głosi, że Merkury powstał z mgławicy słonecznej przed ustabilizowaniem się energetycznej mocy Słońca. Planeta miała masę dwukrotnie większą niż obecnie, ale gdy protosłońce uległo kontrakcji i rozgrzaniu, temperatura w okolicach Merkurego osiągnęła od 2200 do 3200 °C (być może nawet 9700 °C). W tak wysokiej temperaturze większość skał wyparowała i została rozproszona przez intensywny wiatr słoneczny.

Trzecia hipoteza zakłada, że materia z której powstał Merkury oddziaływała z mgławicą słoneczną. W wyniku oporu aerodynamicznego materia ta została pozbawiona lżejszych (mniej gęstych) składników. Na podstawie badań, przeprowadzonych przez sondę MESSENGER, stwierdzono występowanie na powierzchni Merkurego nadspodziewanie dużych ilości siarki i potasu - pierwiastków, które łatwo odparowują w wyższych temperaturach. W świetle tych danych bardziej prawdopodobna wydaje się być jednak trzecia hipoteza.

Geologia powierzchni

Discovery Rupes - 650 kilometrowej długości skarpa o średniej wysokości około 2 kilometrów. Zdjęcie zostało wykonane przez sondę Mariner 10.
Do niedawna cała nasza wiedza o geologii Merkurego opierała się o dane zebrane w latach siedemdziesiątych XX wieku przez sondę Mariner 10 oraz z obserwacji naziemnych, w wyniku czego Merkury był najmniej poznaną z planet skalistych. Obecnie dzięki sondzie MESSENGER nasza wiedza o tej planecie jest szybko uzupełniana.

Nazwy utworów na Merkurym wywodzą się z różnych źródeł. Nazwy kraterów nadaje się od nazwisk zmarłych, wybitnych artystów, muzyków i kompozytorów, malarzy oraz pisarzy. Nazwy grzbietów (dorsa) pochodzą od nazwisk naukowców, którzy wnieśli znaczący wkład w badania Merkurego. Nazwy zagłębień (fossae) wywodzą się od nazw najsłynniejszych budowli architektonicznych. Nazwy gór (montes) nadaje się od słów oznaczających w innych językach "gorąco", natomiast równiny (planitiae) od słów oznaczających "Merkury". Skarpy (rupes) nazywane są po statkach biorących udział w ekspedycjach naukowych, a doliny (valles) otrzymały nazwy obserwatoriów radioastronomicznych.

Merkury jest globem nieaktywnym geologicznie od miliardów lat. Okres silnego bombardowania powierzchni Merkurego przez komety i planetoidy rozpoczął się krótko po jego powstaniu 4,6 miliarda lat temu i trwał prawdopodobnie przez kolejne 800 milionów lat. W tym burzliwym okresie planeta ta była również aktywna wulkanicznie.

Baseny uderzeniowe i kratery

Rozmiary kraterów na Merkurym wahają się w granicach od niewielkich wgłębień po kilkuset kilometrowe, wielopierścieniowe baseny uderzeniowe. Występują tam zarówno dobrze zachowane, względnie młode kratery promieniste jak i stare, ledwo widoczne pozostałości kraterów.

Jaśniejsza powierzchnia Caloris Basin wyraźnie odróżniająca się od przyległego terenu. Zdjęcie zostało wykonane przez sondę MESSENGER, a następnie poddane cyfrowej obróbce.
Największym znanym kraterem jest Caloris Basin o średnicy 1550 kilometrów. Siła uderzenia była tak potężna, że spowodowała erupcję lawy na powierzchnię oraz utworzyła koncentryczne pierścieniowe wzniesie (o wysokości 2 kilometrów) wokół basenu. Dodatkowo dokładnie po przeciwnej stronie globu znajduje się duży pagórkowaty obszar zwany "Dziwacznym Terenem". Wiodąca teoria dotycząca przyczyn powstania tego terenu zakłada, że potężna fala sejsmiczna - powstała w chwili zderzenia - przemieściła się na przeciwległa stronę globu i po wzmocnieniu sfałdowała leżący tam teren.

Innym przykładem basenów uderzeniowych jest 400-kilometrowy, wielopierścieniowy Tolstoj Basin (ma charakterystyczne równinne dno, a pokrywa materii wyrzuconej z kratera rozciąga się w promieniu 500 kilometrów od jego krawędzi) oraz nieco większy 625 kilometrowy Beethoven Basin. Oprócz Caloris, Tolstoj i Bethoven na powierzchni Merkurego zidentyfikowano jeszcze dwanaście innych basenów uderzeniowych.

Równiny

Na powierzchni Merkurego można rozróżnić dwa geologiczne odmienne typy równin: tzw. równiny międzykraterowe oraz równiny nizinne.

Łagodnie pofalowane równiny (tzw. równiny międzykraterowe), które otaczają gęsto pokraterowane wyżyny oraz stare zniszczone struktury wielopierścieniowe, należą do najstarszych obszarów powierzchni Merkurego. Są równomiernie rozmieszczone na całej powierzchni planety i wykazują widoczny niedobór małych kraterów (o średnicy poniżej 30 kilometrów).

Dwupierścieniowy krater o średnicy około 260 kilometrów. Dno kratera jest równiną prawdopodobnie pochodzenia wulkanicznego (tzw. równiny nizinne).
Zupełnie płaskie równiny nizinne zajmują przeważnie dna większych kraterów i basenów uderzeniowych. Z wyglądu przypominają księżycowe morza, jednak w przeciwieństwie do nich, mają takie samo albedo jak otaczające je tereny. Pomimo braku ewidentnych dowodów, przypuszcza się, że równiny te są pochodzenia wulkanicznego.

Jedną z niezwykłych cech powierzchni Merkurego jest występowanie licznych skarp uskokowych. Powstawały one w wyniku deformacji zewnętrznych warstw skalnych w wyniku ochłodzenia się i kontrakcji jego wnętrza. Skarpy te przecinają inne utwory geologiczne, takie jak kratery i równiny nizinne, co świadczy o ich znacznie młodszym wieku. Powierzchnia Merkurego jest również poddawana olbrzymim siłom pływowym wywoływanym przez Słońce (Słońce oddziałuje na Merkurego około 17 razy silniej niż Księżyc na Ziemię).

Warunki na powierzchni i atmosfera

Z powodu braku atmosfery oraz znacznego mimośrodu orbity, na Merkurym występują ogromne różnice temperatur dochodzące nawet do 600 °C. Gdy Merkury znajduje się w peryhelium swojej orbity, w punkcie podsłonecznym powierzchni temperatura może osiągnąć nawet 430 °C, podczas gdy w aphelium tylko 280 °C (natężenie światła słonecznego na powierzchni planety jest od 4,59 do 10,61 raza większe niż w okolicach orbity ziemskiej). Natomiast na nocnej stronie temperatura spada do -160 °C.

Chociaż dzienna temperatura na powierzchni Merkurego jest ekstremalnie wysoka, obserwacje wskazują, że na Merkurym może występować lód wodny. Dna głębokich kraterów w okolicach biegunów nigdy nie były wystawione na działanie światła słonecznego, a temperatura ich powierzchni nie być wyższa niż -170 °C. Lód wodny silnie odbija promieniowanie radarowe i obserwacje wykonane na początku lat 90-tych XX wieku przez 70-metrowy radioteleskop Goldstone zestaw VLA ujawniły występowanie jasnych refleksów w pobliżu biegunów. Chociaż lód wodny nie jest jedyną możliwą przyczyną silnego echa, astronomowie twierdzą, że jest to najbardziej prawdopodobny przypadek.

Zdjęcie radarowe okolic bieguna północnego Merkurego, wykonane w dniach 25-26 lipca 1999 roku przez radioteleskop Arecibo. Czerwony punkt to biegun północny. Białe refleksy spowodowane są prawdopodobnie przez lód wodny znajdujący się w stale zacienionych kraterach.
Rejon polarny Merkurego zawiera prawdopodobnie około 1014 - 1015 kilogramów lodu, który prawdopodobnie przykryty jest warstwą regolitu zapobiegającą jego sublimacji. Dla porównania lądolód Antarktydy zawiera około 4 · 1018 kg wody, a południowa czapa polarna Marsa około 1016 kilogramów. Źródło lodu wodnego na Merkurym nie jest znane, ale najbardziej prawdopodobne są dwa źródła: (1) odgazowanie wody z wnętrza planety lub (2) dostarczenie jej z zewnątrz w wyniku uderzeń komet i planetoid.

Merkury jest zbyt mały i za gorący aby jego grawitacja mogła utrzymać znaczącą atmosferę przez dłuższy czas. Planeta posiada jednak delikatną przypowierzchniową egzosferę składającą się z wodoru, helu, tlenu, sodu, wapnia, potasu i innych. Ta egzosfera nie jest stabilna - jej składniki są równocześnie tracone i uzupełniane z różnych źródeł. Atomy wodoru i helu prawdopodobnie pochodzą z wiatru słonecznego. Pierwiastki radioaktywne w skorupie Merkurego są również prawdopodobnym źródłem helu, sodu oraz potasu. Stwierdzono również występowanie pary wodnej, pochodzącej z procesów takich jak: uderzenia komet, reakcja atomów wodoru (z wiatru słonecznego) z tlenem związanym w skałach oraz sublimacja lodu z regolitu w stale zacienionych kraterach polarnych.

Sód, potas i wapń zostały odkryte w atmosferze Merkurego w latach osiemdziesiątych i dziewięćdziesiątych XX wieku i przypuszcza się że ich głównym źródłem są skały powierzchniowe (wybijane np. w wyniku uderzeń mikrometeorytów). W 2008 roku sonda MESSENGER odkryła również magnez.

Pole magnetyczne i magnetosfera

Pole magnetyczne i magnetosfera Merkurego.
Pomimo małej średnicy i wolnego 59-dniowego okresu obrotowego, Merkury ma względnie silne, globalne pole magnetyczne. Pomiary wykonane przez Marinera 10 wskazują, że jego natężenie jest równe 1,1% wartości ziemskiej i na równiku wynosi ono około 300 nT. Podobnie jak ziemskie, pole magnetyczne Merkurego jest dipolowe, jednak bieguny magnetyczne niemal pokrywają się z biegunami geograficznymi planety (odchylenie wynosi tylko o 4,5°). Pomiary przeprowadzone przez Marinera 10 oraz MESSENGERA wskazują, że zarówno siła jak i kształt pola magnetycznego są stabilne.

Przed misją Marinera 10 naukowcy twierdzili, że Merkury nie posiada globalnego pola magnetycznego, ponieważ podejrzewali, że jego jądro uległo całkowitemu zestaleniu. Jednak pomiary wykonane przez sondę zmieniły te wyobrażenia. Obecnie jedna wiodących teorii zakłada, że ze względu na ogromne siły pływowe generowane przez Słońce, zewnętrzne warstwy jego jądra pozostały jednak stopione. W warstwach tych, wskutek mechanizmu dynama, generowane jest pole magnetyczne. Ze względu na niezwykle powolną rotację Merkurego (59 dni), teoria dynama ten nie może odpowiadać za całość obserwowanego pola magnetycznego. Naukowcy postulują więc istnienie dodatkowych procesów "wzmacniających" ten mechanizm.

Pole magnetyczne Merkurego jest wystarczająco silne aby wytworzyć magnetosferę. Jednak niewielkie natężenie tego pola jak również około 7-krotnie większa wartość ciśnienia wiatru słonecznego (niż w przypadku Ziemi), skutkuje powstaniem względnie niewielkiej magnetosfery (czoło magnetopauzy znajduje się w odległości 0,4 promienia planety - około 1000 km od powierzchni). Napływające cząstki wiatru słonecznego zderzają się z polem magnetycznym planety (powstaje fala uderzeniową) i ulegają odchyleniu. Część z nich ulega jednak spowolnieniu i ogrzaniu, dzięki czemu mogą wniknąć do magnetosfery i dotrzeć aż do powierzchni planety (co ma również wpływ na tzw. proces wietrzenia kosmicznego skał).

Orbita i rotacja

11 czerwca 2006 roku. Przejście (tranzyt) Merkurego na tle tarczy Słońca.
Merkury ma orbitę o największym mimośrodzie ze wszystkich planet (0,21) i w trakcie ruchu orbitalnego - trwającego 87,969 dni ziemskich - jego odległość od Słońca zmienia się w zakresie od 46 do 70 milionów kilometrów. Przez wiele lat sądzono, że obrót Merkurego wokół własnej osi jest synchroniczny z okresem orbitalnym planety (co oznaczałoby, że w stronę Słońca zwrócona jest ciągle ta sama półkula). Jednak obserwacje radarowe przeprowadzone w 1965 roku wykazały, że planeta porusza się w rezonansie obrotowo-orbitalnym 3:2 (trzy obroty wokół osi trwają dokładnie dwie orbity). Konsekwencją takiego rezonansu jest również znaczna długość dnia słonecznego na Merkurym (w sensie od wschodu do wschodu Słońca), która wynosi dokładnie dwa merkurjańskie lata czyli około 176 dni ziemskich.

Ponieważ orbita Merkurego nachylona jest o około 7 stopni do orbity Ziemi (ekliptyki), obserwacje tranzytu Merkurego na tle tarczy słonecznej można obserwować z Ziemi tylko wtedy, gdy Merkury znajduje się w pobliżu płaszczyzny ekliptyki. Średnio ma to miejsce co około siedem lat. Nachylenie osi obrotu względem płaszczyzny orbitalnej Merkurego wynosi niemal 0 stopni (0,027 stopnia). Jest to znacznie mniej niż w przypadku Jowisza, który z wartością 3,1 stopnia, zajmuje drugie miejsce wśród planet Układu Słonecznego.

Średnio Merkury zbliża się na minimalną odległość do Ziemi co 116 dni, jednak ze względu na duży mimośród orbity okres ten waha się pomiędzy 105 a 129 dni. Teoretycznie Merkury może zbliżyć się do Ziemi na odległość 77,3 miliona kilometrów, ale w rzeczywistości nigdy nie zbliży się na odległość bliższą niż 80 milionów kilometrów (co będzie miało miejsce w roku 28 622). W bliższych nam czasach największe zbliżenia Merkurego do Ziemi będą miały miejsce w roku 2679 (82,1 milionów kilometrów) i w 4487 (82 miliony kilometrów).

Symulacja precesji peryhelium orbity Merkurego.
W 1859 roku francuski matematyk i astronom Urbain Le Verrier ogłosił, że powolna precesja wokółsłonecznej orbity Merkurego nie może być wyjaśniona całkowicie na gruncie mechaniki Newtona i perturbacji znanych planet. Zasugerował wówczas istnienie planety jeszcze bliższej Słońcu, odpowiedzialnej za pozostałą część precesji. Sukces odkrycia Neptuna na podstawie zaburzeń ruchu Urana uczyniło to przypuszczenie bardzo prawdopodobnym. Hipotetyczną planetę nazwano Wulkanem, ale nigdy jej nie odkryto.

Obserwowana precesja peryhelium orbity Merkurego wynosi 5600 sekund łuku (1,5556°) na wiek. Natomiast z obliczeń wynikających z mechaniki Newtona (uwzględniających oddziaływania innych planet) otrzymuje się tylko 5557 sekund łuku (1,5436°). Wyjaśnienie obserwowanej precesji stało się możliwe dopiero na początku XX wieku na gruncie ogólnej teorii względności Alberta Einsteina. Relatywistyczny efekt precesji orbity Merkurego jest niewielki i wynosi tylko 42,98 sekund łuku na stulecie.

Obserwacje

Obserwowana jasność Merkurego waha się w granicach od -2,6m (jaśniejszy niż Syriusz) do około +5,7m (ledwo widoczny gołym okiem). Słońce bardzo utrudnia obserwacje tej planety, która przez większość czasu ginie w słonecznym blasku. Merkury może być obserwowany jedynie w trakcie krótkich okresów porannych świtów i wieczornych zmierzchów.

Podobnie jak Wenus i Księżyc, Merkury obserwowany jest z Ziemi w postaci faz. Jest wąskim sierpem w trakcie koniunkcji dolnej i pełnym dyskiem w koniunkcji górnej. Jednak w momentach tych planeta jest praktycznie niewidoczna z Ziemi z powodu bliskości Słońca.

Patrząc z Ziemi, Merkury jest najjaśniejszy w fazie pełni. Chociaż planeta jest wówczas znacznie dalej od Ziemi, to jednak większa oświetlona powierzchnia oraz zjawisko Seeligera (pojaśnienie w opozycji) rekompensują odległość. Przeciwna sytuacja ma miejsce w przypadku Wenus, która jest jaśniejsza w fazie sierpa (gdy jest bliżej Ziemi) niż fazie pełni.

Koniunkcja Merkurego i Księżyca.
Jednak najjaśniejsza faza (pełnia) Merkurego jest niemożliwa do zaobserwowania w praktyce z powodu bliskości Słońca. Najlepsze obserwacje tej planety można przeprowadzić w pierwszej i trzeciej kwadrze, pomimo że fazy te odznaczają się mniejszą jasnością. Fazy te występują w trakcie maksymalnych elongacji wschodnich i zachodnich, które wynoszą od 17,9° w peryhelium orbity Merkurego do 27,8° w aphelium.

Merkurego łatwiej zaobserwować ze strefy międzyzwrotnikowej niż z wyższych szerokości geograficznych. Dzieje się tak z dwóch powodów: (1) w strefie międzyzwrotnikowej Słońce wznosi się i zachodzi pod dużym kątem względem horyzontu dlatego też, okres niekorzystnego obserwacyjnie półmroku jest krótszy; (2) w pewnych porach roku ekliptyka przecina horyzont pod dużym kątem, dlatego też Merkury może osiągnąć wówczas względnie dużą elongację (do 28°) przy ciemnym niebie. Po zachodzie Słońca Merkurego najłatwiej obserwować w okresie równonocy wiosennej (marzec/kwiecień), natomiast obserwacje tej planety przed wschodem Słońca najlepiej prowadzić w czasie równonocy jesiennej.

Z umiarkowanych szerokości geograficznych Merkurego jest łatwiej obserwować z południowej półkuli Ziemi. Dzieje się tak ponieważ maksymalna elongacja zachodnia ma zawsze miejsce na początku jesieni na półkuli południowej, podczas gdy maksymalna możliwa elongacja wschodnia ma miejsce późną zimą na tej półkuli. W obu przypadkach Merkury wschodzi (lub zachodzi) przy dużym nachyleniu ekliptyki względem horyzontu, co najmniej kilka godzin przed wschodem lub zachodem Słońca.

Badania

Starożytność i średniowiecze

Najwcześniejsze zapiski obserwacji Merkurego pochodzą z tzw. tablic Mul.Apin. Obserwacje te zostały prawdopodobnie wykonane przez asyryjskich astronomów około czternaście wieków przed naszą erą. Pierwsze wzmianki o Merkurym w źródłach babilońskich datowane są na dziesiąty wiek p.n.e. Babilończycy nadali planecie nazwę Nabu (babiloński bóg mądrości i pisma).

Ptolemeuszowski model geocentryczny Wszechświata. W środku Ziemia wokół której krąży Księżyc (Lunae), Merkury (Mercurii), Wenus (Veneris), Słońce (Solis), pozostałe planety i gwiazdy.
Starożytni Grecy nadali planecie nazwę Apollo (kiedy była widoczna na porannym niebie) i Hermes (widocznej na niebie wieczornym). Ostatecznie około 4 wieku p.n.e. greccy astronomowie zrozumieli, że te dwie nazwy odnoszą się do tego samego obiektu. Rzymianie nadali planecie nazwę po boskim posłańcu Merkurym, który jest odpowiednikiem greckiego Hermesa.

W swojej pracy "Hipotezy planetarne" Klaudiusz Ptolemeusz po raz pierwszy wspomniał o możliwości tranzytu planet na tle tarczy Słońca. Ponieważ nie zaobserwowano tranzytu Merkurego, uczony zasugerował, że planeta może być zbyt mała aby zobaczyć to zjawisko lub wydarzenie to występuje niezwykle rzadko. W hinduskim tekście "Surja Siddhanta", z V wieku naszej ery, oszacowano średnicę Merkurego na 4841 kilometrów, co jest niemal z wartością obecną (4880 km). Dokonano jednak tego na podstawie niedokładnego pomiaru średnicy kątowej planety (3,0 minuty kątowe).

W jedenastym wieku andaluzyjski astronom islamski Abu Ishaq Ibrahim al-Zarqali stwierdził, że Merkury porusza się po deferencie o kształcie owalu, jednak swojej teorii nie poparł żadnymi obliczeniami astronomicznymi. W XII wieku Ibn Bajjah zaobserwował dwie planety jako ciemne plamy na Słońcu, co później zostało uznane za tranzyt Merkurego i/lub Wenus. Jednak większość takich średniowiecznych doniesień o obserwacji tranzytów zostało ostatecznie zinterpretowanych jako obserwacje plam słonecznych.

Obserwacje teleskopowe

Pierwsze obserwacje teleskopowe Merkurego wykonał Galileusz na początku XVII wieku. Chociaż obserwował fazy na Wenus, to jednak zdolność rozdzielcza jego teleskopu nie pozwalała mu zaobserwować faz Merkurego. Pierwsze teleskopowe obserwacje tranzytu planety na tle tarczy Słońca wykonał w 1631 roku Pierre Gassendi (obserwacje wykonał na podstawie obliczeń Johannesa Keplera). W 1639 Giovanni Zupi odkrył za pomocą teleskopu, że planeta ma fazy podobnie jak Wenus i Księżyc. Ta obserwacja dowiodła ostatecznie, że Merkury orbituje wokół Słońca.

Zakrycia planetarne to bardzo rzadkie zjawiska. Wenus zakrywa Merkurego raz na kilkaset lat i jedyna taka obserwacja została wykonana 28 maja 1737 roku przez Johna Bevisa z Królewskiego Obserwatorium Greenwich. Kolejne takie wydarzenie będzie miało miejsce dopiero 3 grudnia 2133 roku.

Trudności w obserwacji Merkurego sprawiły, że był on znacznie rzadziej badany niż inne planety. W 1800 roku Johann Schröter wykonał obserwacje powierzchni Merkurego wzmiankując, że zaobserwował góry o wysokości 20 kilometrów. Na podstawie rysunków Schrötera Friedrich Bessel oszacował okres obrotu planety na 24 godziny, a nachylenie jej osi obrotu na 70°. W latach 80-tych XIX wieku Giovanni Schiaparelli sporządził znacznie dokładniejsze mapy planety i zasugerował 88 dniowy okres obrotu oraz taki sam okres obiegu (rotacja synchroniczna). Wysiłek sporządzenia map powierzchni Merkurego kontynuowany był przez Eugeniosa Antoniadiego, który w 1934 roku opublikował swoje obserwacje. Obecnie wiele utworów powierzchniowych, w szczególności utworów albedo, nosi nazwy zaczerpnięte z map Antoniadiego.

Radarowe zdjęcie Merkurego.
W czerwcu 1962 roku radzieccy naukowcy pod kierunkiem Władimira Kotelnikowa wysłali w kierunku Merkurego pierwsze impulsy radarowe i zarejestrowali powracające echo (rozpoczęli tym samym radarowe obserwacje planet). Trzy lata później Amerykanie Gordon Pettengill i R. Dyce przy użyciu 300-metrowego radioteleskopu Arecibo wykazali, że okres obrotu planety wynosi około 59 dni. Ponieważ w tym czasie teoria o ruchu synchronicznym Merkurego była szeroko akceptowalna, odkrycie to mocno zaskoczyło naukowców.

W przypadku, gdyby Merkury obracał się zgodnie z rotacją synchroniczną, jego stale zacieniona, nocna półkula powinna być ekstremalnie zimna. Jednak pomiary emisji radiowej wykazały, że jest tam znacznie cieplej niż się spodziewano. Astronomowie nie chcieli porzucać teorii rotacji synchronicznej i zaproponowali alternatywne mechanizmy np. potężne wiatry rozprowadzające ciepło z dziennej półkuli planety. Włoski astronom Giuseppe Colombo zauważył, że okres obrotu jest równy 2/3 okresu orbitalnego Merkurego i zaproponował rezonans obrotowo-orbitalny 3:2 (zamiast synchronicznego 1:1). Dane z Marinera 10 potwierdziły tę teorię.

Naziemne obserwacje Merkurego w świetle widzialnym nie mogły wnieść więcej wiedzy o tej najbardziej wewnętrznej planecie, jednak zastosowanie interferometrii i promieniowania mikrofalowego pozwoliło określić pewne fizyczne i chemiczne właściwości jej gruntu. Postęp techniczny pozwolił również znacznie poprawić jakość naziemnych obserwacji. Np. w 2000 roku udało się, za pomocą 1,5-metrowego teleskopu Hale, sfotografować z dużą rozdzielczością obszary nie sfotografowane w trakcie misji Marinera, na podstawie których zaproponowano istnienie ogromnego (2300 km średnicy) wielopierścieniowego Skinakas Basin (ostatecznie w 2008 roku stwierdzono, że jest to tylko iluzja). Większość powierzchni planety została również sfotografowana za pomocą radioteleskopu Arecibo (z rozdzielczością około 5 kilometrów).

Badania za pomocą sond kosmicznych

Dotarcie do Merkurego z Ziemi jest wielkim technicznym wyzwaniem, ponieważ planeta ta orbituje znacznie bliżej Słońca niż Ziemia. Sonda wystrzelona z Ziemi musi przebyć ponad 91 milionów kilometrów w głąb słonecznego potencjału grawitacyjnego. Ponieważ prędkość orbitalna Merkurego wynosi 48 km/s podczas gdy Ziemi jedynie 30 km/h, sonda musi znacznie zmienić prędkość, aby wejść na transferową orbitę Hohmanna wiodącą w okolicach Merkurego.

W trakcie zbliżania się do Słońca energia potencjalna próbnika zamieniana jest w energię kinetyczną, dlatego też aby np. wejść na jego orbitę konieczna jest kolejna duża zmiana prędkości. Aby bezpiecznie wylądować na powierzchni Merkurego sonda musi w całości polegać na silnikach rakietowych - hamowanie atmosferyczne jest wykluczone ponieważ planeta posiada delikatną atmosferę. Podróż do Merkurego wymaga znacznie większej ilości paliwa rakietowego niż do osiągnięcia prędkości ucieczki z Układu Słonecznego. Z tego też względu planetę tą odwiedziły do tej pory tylko dwie sondy kosmiczne.

Mariner 10
Amerykański znaczek pocztowy upamiętniający misję sondy Mariner 10.
Pierwszą sondą kosmiczną, która odwiedziła Merkurego był Mariner 10. Mariner 10 został wystrzelony z Ziemi 3 listopada 1973 roku. Po trzech miesiącach podróży międzyplanetarnej Mariner 10 - 5 lutego 1974 - przeleciał w odległości 5768 kilometrów od powierzchni Wenus, wykorzystując przy okazji jej grawitację do skierowania swojej trajektorii w okolice Merkurego. Pierwszy przelot sondy obok Merkurego miał miejsce 29 marca 1974 roku w odległości 703 kilometrów od jego powierzchni. Kolejny nastąpił 21 września 1974 roku, kiedy to próbnik zbliżył się na odległość 48 069 kilometrów do powierzchni. Trzecie i ostatnie zbliżenie do planety miało miejsce 16 marca 1975 roku. Osiem dni później wyczerpały się zapasy sprężonego azotu dla systemu orientacji przestrzennej i na komendę z Ziemi nadajnik Marinera 10 wyłączył się, co ostatecznie zakończyło misję.

Mariner 10 był pierwszą sondą kosmiczną, która wykorzystała grawitację planety do ukształtowania swojej trajektorii lotu (wykonała tzw. asystę grawitacyjną). Był to również pierwszy próbnik, który zbadał co najmniej dwie planety. Mariner 10 trzykrotnie przelatując obok Merkurego wykonał około 2800 zdjęć, które objęły jednak tylko około 45 procent jego powierzchni. Na podstawie tych zdjęć zauważono, że powierzchnia Merkurego jest silnie pokraterowana i z wyglądu przypomina Księżyc. Stwierdzono występowanie na niej ogromnych basenów uderzeniowych, gładkich równin, gór oraz niezwykle długich skarp. Mariner 10 odkrył także niezwykle rozrzedzoną atmosferę Merkurego, istnienie względnie silnego pola magnetycznego oraz dużego żelaznego jądra planety. Pomiary radiometryczne wskazywały, że minimalna temperatura na nocnej półkuli planety osiąga -183 °C, natomiast maksymalna dzienna wynosiła 187 °C.

Sonda MESSENGER.
MESSENGER
Kolejna amerykańska sonda kosmiczna przeznaczona do badań Merkurego została wystrzelona z Ziemi 3 sierpnia 2004 roku. MESSENGER podobnie jak i Mariner 10 wykonał serię asyst grawitacyjnych z planetami aby ostatecznie ukształtować swoją orbitę i przygotować się do wejścia na orbitę tej najbliższej Słońcu planety. Pierwszy manewr miał miejsce niemal dokładnie rok później - 2 sierpnia 2005 roku - wówczas sonda zbliżyła się na odległość 2347 kilometrów do powierzchni Ziemi. Kolejne dwa przeloty miały miejsce 24 października 2006 roku i 5 czerwca 2007 roku. MESSENGER zbliżył się wtedy na odległość 2992 km i 338 km do powierzchni Wenus. Kolejne trzy przeloty były już asystami grawitacyjnymi z Merkurym. Doszło do nich 14 stycznia i 6 października 2008 roku oraz 29 września 2009 roku. Ostatecznie 18 marca 2011 roku 15-minutowa praca silnika rakietowego wprowadziła próbnik na polarną orbitę Merkurego o wysokości perycentrum 200 kilometrów, apocentrum 15 000 kilometrów i okresie obiegu 12 godzin.

Sonda MESSENGER jest pierwszą sondą, która weszła na orbitę Merkurego. MESSENGER fotografuje powierzchnię planety z dużą rozdzielczością przestrzenną, analizuje ukształtowanie jej powierzchni, bada strukturę wewnętrzną Merkurego, magnetosferę oraz jej oddziaływanie z wiatrem słonecznym, analizuje delikatną atmosferę planety oraz sprawdza pochodzenie jej składników. Dodatkowo MESSENGER skupia się także na rejonach biegunowych Merkurego (gdzie w stale zacienionych kraterach może występować lód wodny).

BepiColombo
Europejska Agencja Kosmiczna, planuje wraz z Japonią, wspólną misję do Merkurego. BepiColombo będzie składał się z dwóch próbników: jeden do sfotografuje powierzchnię planety, podczas gdy drugi zbada jej magnetosferę. Misja rozpocznie się w 2015 roku i połączone sondy dotrą do Merkurego w 2019. Obydwa próbniki będą prowadzić tam badania przez około jeden rok ziemski.

Źródło: Wikipedia.en, NASA

Data ostatniej aktualizacji: