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Merkur Astronomisches Symbol des Merkurs
Merkur (Planet)
Merkur in natĂŒrlichen Farben, aufgenommen von der Raumsonde MESSENGER
Eigenschaften des Orbits[1]
Große Halbachse 0,3871 AE
(57,909 Mio. km)
Perihel – Aphel 0,3075 â€“ 0,4667 AE
ExzentrizitÀt 0,2056
Neigung der Bahnebene 7,0049°
Siderische Umlaufzeit 87,969 Tage
Synodische Umlaufzeit 115,88 Tage
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 47,36 km/s
Kleinster – grĂ¶ĂŸter Erdabstand 0,517 â€“ 1,483 AE
Physikalische Eigenschaften[1][2]
Äquatordurchmesser∗ 4.879,4 km
Poldurchmesser∗ 4.879,4 km
Masse ≈0,055 Erdmasse
3,301 · 1023 kg
Mittlere Dichte 5,427 g/cm3
Fallbeschleunigung∗ 3,70 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 4,3 km/s
Rotationsperiode 58 d 15 h 36 min
Neigung der Rotationsachse 0,034°
Geometrische Albedo 0,142
Max. scheinbare Helligkeit −2,43m
Druck∗ < 5 · 10−15 bar
Temperatur∗
Min. – Mittel – Max.
100 K (−173 Â°C)
440 K (+167 Â°C)
700 K (+427 Â°C)
∗bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
GrĂ¶ĂŸenvergleich
GrĂ¶ĂŸenvergleich zwischen Merkur (links) und Erde

Der Merkur ist mit einem Durchmesser von knapp 4880 Kilometern der kleinste, mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von etwa 58 Millionen Kilometern der sonnennĂ€chste und somit auch schnellste Planet im Sonnensystem. Er hat mit einer maximalen Tagestemperatur von rund +430 Â°C und einer Nachttemperatur bis −170 Â°C die grĂ¶ĂŸten OberflĂ€chen-Temperaturschwankungen aller Planeten.

Aufgrund seiner GrĂ¶ĂŸe und seiner chemischen Zusammensetzung zĂ€hlt er zu den erdĂ€hnlichen Planeten.

Wegen seiner SonnennĂ€he ist er von der Erde aus schwer zu beobachten, da er nur einen maximalen Winkelabstand von etwa 28° von der Sonne erreicht. FreiĂ€ugig ist er nur maximal eine Stunde lang entweder am Abend- oder am Morgenhimmel zu sehen, teleskopisch hingegen auch tagsĂŒber. Details auf seiner OberflĂ€che sind ab einer Fernrohröffnung von etwa 20 cm zu erkennen.

Benannt ist der Merkur nach dem Götterboten Mercurius, dem römischen Gott der HÀndler und Diebe. Sein astronomisches Symbol ist ☿.

Himmelsmechanik[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Umlaufbahn[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Als sonnennĂ€chster Planet hat Merkur auf einer Umlaufbahn mit der großen Halbachse von 0,387 AE (57,9 Mio. km) – bei einer mittleren Entfernung zum Sonnenzentrum von 0,403 AE (60,4 Mio. km) – mit knapp 88 Tagen auch die kĂŒrzeste Umlaufzeit. Mit einer numerischen ExzentrizitĂ€t von 0,2056 ist die Umlaufbahn des Merkur stĂ€rker elliptisch als die aller anderen großen Planeten des Sonnensystems. So liegt sein sonnennĂ€chster Punkt, das Perihel, bei 0,307 AE (46,0 Mio. km) und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 0,467 AE (69,8 Mio. km). Ebenso ist die Neigung seiner Bahnebene gegen die Erdbahnebene mit 7° grĂ¶ĂŸer als die aller anderen Planeten. Eine dermaßen hohe ExzentrizitĂ€t und Bahnneigung sind ansonsten eher typisch fĂŒr Zwergplaneten wie Pluto und Eris.

Periheldrehung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Drehung des Merkurperihels. Die ExzentrizitĂ€t der Bahn ist stark ĂŒbertrieben dargestellt. Zwischen den einzelnen dargestellten Merkurbahnen liegen etwa 58.000 UmlĂ€ufe.

Bereits die newtonsche Mechanik sagt voraus, dass der gravitative Einfluss der anderen Planeten das Zweikörpersystem Sonne-Merkur stört. Durch diese Störung fĂŒhrt die große Bahnachse der Merkurbahn eine langsame rechtlĂ€ufige Drehung in der Bahnebene aus. Der Merkur durchlĂ€uft also streng genommen keine Ellipsen-, sondern eine Rosettenbahn. In der zweiten HĂ€lfte des 19. Jahrhunderts waren die Astronomen in der Lage, diese VerĂ€nderungen, insbesondere die Lage des Merkurperihels, mit großer Genauigkeit zu messen. Urbain Le Verrier, der damalige Direktor des Pariser Observatoriums, bemerkte, dass die PrĂ€zession (Drehung) des Perihels fĂŒr Merkur 5,74″ (Bogensekunden) pro Jahr betrĂ€gt. Dieser Wert konnte allerdings nicht völlig mit der klassischen Mechanik von Isaac Newton erklĂ€rt werden. Laut der newtonschen Himmelsmechanik dĂŒrfte er nur 5,32″ betragen, der gemessene Wert ist also um 0,43″ pro Jahr zu groß, der Fehler betrĂ€gt also 0,1″ (bzw. 29 km) pro Umlauf. Darum vermutete man neben einer verursachenden Abplattung der Sonne noch einen AsteroidengĂŒrtel zwischen dem Merkur und der Sonne oder einen weiteren Planeten, der fĂŒr diese Störungen verantwortlich sein sollte.

Die Existenz dieses weiteren Planeten galt als so wahrscheinlich, dass mit Vulkan bereits ein Name festgelegt wurde. Dennoch konnte trotz intensiver Suche kein entsprechendes Objekt innerhalb der Merkurbahn gefunden werden. Dies wurde zunĂ€chst auf die große NĂ€he zur Sonne zurĂŒckgefĂŒhrt, die eine visuelle Entdeckung des Planeten erschwerte, da die Sonne ihn ĂŒberstrahlte.

Die Suche nach Vulkan erĂŒbrigte sich erst dann vollstĂ€ndig, als die Allgemeine RelativitĂ€tstheorie die systematische Abweichung zwischen der berechneten und der beobachteten Bahn nicht mit einem zusĂ€tzlichen Massenkörper erklĂ€rte, sondern mit relativistischer Verzerrung der Raumzeit in SonnennĂ€he. Der anhand der ART berechnete Überschuss von 43,03″ (Unsicherheit: 0,03″) je Jahrhundert stimmt gut mit der beobachteten Differenz von 42,96″ (Unsicherheit: 0,94″) ĂŒberein.[3] FĂŒr eine komplette Periheldrehung von 360° benötigt der Merkur rund 225.000 Jahre bzw. rund 930.000 UmlĂ€ufe und erfĂ€hrt so je Umlauf ein um rund 1,4″ gedrehtes Perihel.

Mögliche zukĂŒnftige Entwicklung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Konstantin Batygin und Gregory Laughlin von der University of California, Santa Cruz sowie davon unabhĂ€ngig Jacques Laskar vom Pariser Observatorium haben durch Computersimulationen festgestellt, dass das innere Sonnensystem auf lange Sicht nicht stabil ist. In ferner Zukunft â€“ in einer Milliarde Jahren oder mehr â€“ könnte Jupiters Anziehungskraft Merkur aus seiner jetzigen Umlaufbahn herausreißen, indem ihr Einfluss nach und nach Merkurs große BahnexzentrizitĂ€t weiter vergrĂ¶ĂŸert, bis der Planet in seinem sonnenfernsten Punkt die Umlaufbahn der Venus kreuzt.[4]

Daraufhin könnte es vier Szenarien geben: Merkur stĂŒrzt in die Sonne; er wird aus dem Sonnensystem geschleudert; er kollidiert mit der Venus oder mit der Erde. Die Wahrscheinlichkeit, dass eine dieser Möglichkeiten eintrifft, bevor sich die Sonne zu einem Roten Riesen aufblĂ€hen wird, liegt jedoch nur bei rund 1 %.[5]

     Vergleich der AbstĂ€nde von Erde, Venus und Merkur zur Sonne:
Von links nach rechts: AbstandverhÀltnisse von Sonne, Merkur, Venus und Erde mit den Bereichen der Umlaufbahnen.
Die Entfernungen und der Durchmesser der Sonne sind hierbei maßstabsgetreu, die Durchmesser der Planeten sind vereinheitlicht und stark vergrĂ¶ĂŸert.

Rotation[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Achse von Merkurs rechtlĂ€ufiger Rotation steht fast senkrecht auf seiner Bahnebene. Deswegen gibt es auf dem Merkur keine Jahreszeiten mit unterschiedlicher TageslĂ€nge. Allerdings variiert die Sonneneinstrahlung aufgrund der ExzentrizitĂ€t der Bahn betrĂ€chtlich: Im Perihel trifft etwa 2,3-mal so viel Energie von der Sonne auf die MerkuroberflĂ€che wie im Aphel. Dieser Effekt, der beispielsweise auf der Erde wegen der geringen ExzentrizitĂ€t der Bahn klein ist (7 %), fĂŒhrt zu Jahreszeiten auf dem Merkur.[6]

Schema der Resonanz von drei Rotationen zu zwei UmlÀufen Merkurs

Radarbeobachtungen zeigten 1965,[7] dass der Planet nicht, wie ursprĂŒnglich von Giovanni Schiaparelli 1889 angenommen,[8] eine einfache gebundene Rotation besitzt, das heißt, der Sonne immer dieselbe Seite zuwendet (so, wie der Erdmond der Erde immer dieselbe Seite zeigt). Vielmehr besitzt er als Besonderheit eine gebrochen gebundene Rotation und dreht sich wĂ€hrend zweier UmlĂ€ufe exakt dreimal um seine Achse. Seine siderische Rotationsperiode betrĂ€gt zwar 58,646 Tage, aber aufgrund der 2:3-Kopplung an die schnelle Umlaufbewegung mit demselben Drehsinn entspricht der Merkurtag – der zeitliche Abstand zwischen zwei SonnenaufgĂ€ngen an einem beliebigen Punkt – auf dem Planeten mit 175,938 Tagen auch genau dem Zeitraum von zwei SonnenumlĂ€ufen. Nach einem weiteren Umlauf geht die Sonne dementsprechend am Antipodenort auf. DurchlĂ€uft der Merkur den sonnennĂ€chsten Punkt seiner ziemlich stark exzentrischen Bahn, das Perihel, steht das Zentralgestirn zum Beispiel immer abwechselnd ĂŒber dem Calorisbecken am 180. LĂ€ngengrad oder ĂŒber dessen chaotischem Antipodengebiet am Nullmeridian im Zenit. WĂ€hrend des Merkurs höchsten Bahngeschwindigkeiten im Perihelbereich ist die Winkelgeschwindigkeit seiner Bahnbewegung grĂ¶ĂŸer als die seiner Rotation, sodass die Sonne am Merkurhimmel eine rĂŒcklĂ€ufige Schleifenbewegung vollfĂŒhrt.

Zur ErklĂ€rung der Kopplung von Rotation und Umlauf wird unter Caloris Planitia (der „heißen“ Tiefebene) eine Massekonzentration Ă€hnlich den sogenannten Mascons der großen, annĂ€hernd kreisförmigen Maria des Erdmondes, angenommen, an der die GezeitenkrĂ€fte der Sonne die vermutlich einst schnellere Eigendrehung des Merkurs zu dieser ungewöhnlichen Resonanz heruntergebremst haben.

Planet ohne Mond[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Merkur hat keinen Mond. Die Existenz eines solchen wurde auch niemals ernsthaft in ErwÀgung gezogen. Es besteht jedoch seit Mitte der 1960er Jahre von verschiedenen Wissenschaftlern die Hypothese, dass der Merkur selbst einmal ein Mond der Venus war. Anlass zu der Annahme gaben anfangs nur einige Besonderheiten seiner Umlaufbahn. SpÀter kamen seine spezielle Rotation sowie die zum Erdmond analoge OberflÀchengestalt von zwei auffallend unterschiedlichen HemisphÀren hinzu. Mit dieser Annahme lÀsst sich auch erklÀren, warum die beiden Planeten als einzige im Sonnensystem mondlos sind.[9][10]

Am 27. MĂ€rz 1974 glaubte man, einen Mond um den Merkur entdeckt zu haben. Zwei Tage bevor Mariner 10 den Merkur passierte, fing die Sonde an, starke UV-Emissionen zu messen, die kurz darauf aber wieder verschwanden. Drei Tage spĂ€ter tauchten die Emissionen wieder auf, schienen sich aber vom Merkur fortzubewegen. Einige Astronomen vermuteten einen neu entdeckten Stern, andere wiederum einen Mond. Die Geschwindigkeit des Objekts wurde mit 4 km/s berechnet, was etwa dem erwarteten Wert eines Merkurmondes entsprach. Einige Zeit spĂ€ter konnte das Objekt schließlich als Stern 31 Crateris identifiziert werden.[11]

Aufbau[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Merkur gleicht Ă€ußerlich dem planetologisch-geologisch inaktiven Erdmond, doch das Innere entspricht anscheinend viel mehr dem der geologisch sehr dynamischen Erde.

AtmosphÀre[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Merkur hat keine AtmosphĂ€re im herkömmlichen Sinn, denn sie ist dĂŒnner als ein labortechnisch erreichbares Vakuum, Ă€hnlich wie die AtmosphĂ€re des Mondes. Die „atmosphĂ€rischen“ Bestandteile Wasserstoff H2 (22 %) und Helium (6 %) stammen sehr wahrscheinlich aus dem Sonnenwind, wohingegen Sauerstoff O2 (42 %), Natrium (29 %) und Kalium (0,5 %) vermutlich aus dem Material der OberflĂ€che freigesetzt wurden (die Prozentangaben sind ungenaue SchĂ€tzungen fĂŒr die Volumenanteile der Gase). Der Druck der GashĂŒlle betrĂ€gt nur etwa 10−15 Bar am Boden von Merkur und die Gesamtmasse der MerkuratmosphĂ€re damit nur etwa 1000 Kilogramm.[1]

Aufgrund der hohen Temperaturen und der geringen Anziehungskraft kann der Merkur die GasmolekĂŒle nicht lange halten, sie entweichen durch Photoevaporation stets schnell ins All. Bezogen auf die Erde wird jener Bereich, fĂŒr den dies zutrifft, ExosphĂ€re genannt; es ist die Austauschzone zum interplanetaren Raum. Eine ursprĂŒngliche AtmosphĂ€re als Entgasungsprodukt des Planeteninnern ist dem Merkur lĂ€ngst verloren gegangen; es gibt auch keine Spuren einer frĂŒheren Erosion durch Wind und Wasser. Allerdings enthĂ€lt die ExosphĂ€re geringe Anteile von Wasserdampf, wie Messungen der Merkur-Sonde Messenger zwischen 2011 und 2015 ergaben. Er könnte entweder aus den Schweifen vorbeiziehender Kometen oder aus den Wassereisvorkommen auf den Böden von Kratern in den Polarregionen des Planeten stammen.[12] Das Fehlen einer richtigen GashĂŒlle, welche fĂŒr einen gewissen Ausgleich der OberflĂ€chentemperaturen sorgen wĂŒrde, bedingt in dieser SonnennĂ€he extreme Temperaturschwankungen zwischen der Tag- und der Nachtseite. GegenĂŒber den Nachttemperaturen, die bis auf −173 Â°C sinken, wird die wĂ€hrend des geringsten Sonnenabstands beschienene Planetenseite bis auf +427 Â°C aufgeheizt. WĂ€hrend des grĂ¶ĂŸten Sonnenabstands betrĂ€gt die höchste Bodentemperatur bei der großen BahnexzentrizitĂ€t vom Merkur noch rund +250 Â°C.

OberflÀche[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die mit Mariner 10 kartierten OberflĂ€chenteile (der helle Streifen war nicht erfasst worden)

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 VorbeiflĂŒgen in den 1970er Jahren konnte Mariner 10 lediglich etwa 45 % seiner OberflĂ€che 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.[13] Mit ihrem zweiten Swing-by im Oktober 2008 stieg die Abdeckung auf rund 95 %.[14]

Die mondĂ€hnliche, von Kratern durchsetzte OberflĂ€che aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflektiert das Sonnenlicht nur schwach. Die mittlere sphĂ€rische Albedo betrĂ€gt 0,06, das heißt, die OberflĂ€che streut im Durchschnitt 6 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichtes zurĂŒck. Damit ist der Merkur im Mittel noch etwas dunkler als der Mond (0,07).

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

Krater[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Merkur in Falschfarben-Darstellung mit den auffĂ€lligen Kratern Kuiper und Murasaki (unten rechts). Orange deutet auf Material alter Kruste und Blau verweist auf das Element Titan. (Mariner 10)
Die zehn grĂ¶ĂŸten bisher benannten Merkurkrater[15]
Name Durch-
messer
Koordinaten
Rembrandt 716 km 32,89° S; 272,13° W
Beethoven 630 km 20,81° S; 123,90° W
Sanai 490 km 13,46° S; 006,68° W
Anairin 467 km 27,33° S; 002,50° W
Dostoevskij 430 km 44,87° S; 177,24° W
Shakespeare 399 km 48,00° N; 152,25° W
Tolstoj 356 km 16,24° S; 164,66° W
Raphael 342 km 20,40° S; 076,31° W
Homer 319 km 01,26° S; 036,58° W
Goethe 317 km 81,10° N; 051,03° W

Die OberflĂ€che des Merkurs ist mit Kratern ĂŒbersĂ€t. Die Verteilung der Einschlagstrukturen ist gleichmĂ€ĂŸiger als auf dem Mond und dem Mars; demnach ist das Alter seiner OberflĂ€che gleichmĂ€ĂŸig sehr hoch.[14] Mit ein Grund fĂŒr die hohe Kraterdichte ist die Ă€ußerst dĂŒnne AtmosphĂ€re, die ein ungehindertes Eindringen von Kleinkörpern gestattet. Die große Anzahl der Krater je FlĂ€che – ein Maß fĂŒr das Alter der Kruste â€“ spricht fĂŒr eine sehr alte, das heißt, seit der Bildung und Verfestigung des Merkurs von vor etwa 4,5 bis vor ungefĂ€hr 4 Milliarden Jahren sonst wenig verĂ€nderte OberflĂ€che.

Wie auch beim Mond zeigen die Krater des Merkurs ein weiteres Merkmal, das fĂŒr eine durch Impakt entstandene Struktur als typisch gilt: Das hinausgeschleuderte und zurĂŒckgefallene Material, das sich um den Krater herum anhĂ€uft; manchmal in Form von radialen Strahlen, wie man sie auch als Strahlensysteme auf dem Mond kennt. Sowohl diese speichenartigen Strahlen als auch die Zentralkrater, von denen sie jeweils ausgehen, sind aufgrund des relativ geringen Alters heller als die Umgebung. Die ersten Beobachtungen der Strahlen des Merkurs machte man mit den Radioteleskopen Arecibo und Goldstone und mithilfe des Very Large Array (VLA) des nationalen Radioobservatoriums der Vereinigten Staaten (siehe auch Astrogeologie). Der erste Krater, der durch die Raumsonde Mariner 10 wĂ€hrend ihrer ersten AnnĂ€herung erkannt wurde, war der 40 km breite, aber sehr helle Strahlenkrater Kuiper (siehe Bild rechts). Der Krater wurde nach dem niederlĂ€ndisch-US-amerikanischen Mond- und Planetenforscher Gerard Kuiper benannt, der dem Mariner-10-Team angehörte und noch vor der Ankunft der Sonde verstarb.

Falschfarbenbild von Merkurs OberflÀche; oben rechts Caloris Planitia mit etwas hellerer, hier gelber OberflÀche (Messenger)

Nördlich des Äquators liegt Caloris Planitia, ein riesiges, kreisförmiges, aber ziemlich flaches Becken. Mit einem Durchmesser von etwa 1550 km ist es das grĂ¶ĂŸte bekannte Gebilde auf dem Merkur. Es wurde vermutlich vor etwa 3,8 Milliarden Jahren von einem ĂŒber 100 km großen Einschlagkörper erzeugt. Der Impakt war so heftig, dass durch die seismischen Schwingungen um den Ort des Einschlags mehrere konzentrische RingwĂ€lle aufgeworfen wurden und aus dem Innern des Planeten Lava austrat. Die von Messenger neu entdeckten vulkanischen Strukturen finden sich insbesondere im Umfeld und auch im Inneren des Beckens.[13] Das Beckeninnere ist von dem Magma aus der Tiefe anscheinend aufgefĂŒllt worden, Ă€hnlich wie die Marebecken des Mondes. Den Boden des Beckens prĂ€gen viele konzentrische Furchen und Grate, die an eine Zielscheibe erinnern und ihm Ähnlichkeit mit dem annĂ€hernd vergleichbar großen Multiringsystem auf dem Mond geben, in dessen Beckenzentrum das Mare Orientale liegt. Das ziemlich flache Caloris-Becken wird von den Caloris Montes begrenzt, einem unregelmĂ€ĂŸigen Kettengebirge, dessen Gipfelhöhen lediglich etwa 1 km erreichen.

Ebenen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Auch andere flache Tiefebenen Ă€hneln den Maria des Mondes. Mare (Mehrzahl: Maria, deutsch ‚Meere‘) ist in der Selenologie – der „Geologie“ des Erdtrabanten – der lateinische Gattungsname fĂŒr die glatten und dunklen BasaltflĂ€chen, die zahlreiche Krater und Becken des Mondes infolge von aus Bodenspalten emporgestiegener und erstarrter Lava ausfĂŒllen. Die glatten Ebenen des Merkurs sind aber nicht dunkel wie die „Mondmeere“. Insgesamt sind sie anscheinend auch kleiner und weniger zahlreich. Sie liegen alle auf der Nordhalbkugel im Umkreis des Caloris-Beckens. Ihre Gattungsbezeichnung ist Planitia, lateinisch fĂŒr Tiefebene.

Dass sich die mareĂ€hnlichen Ebenen auf dem Merkur nicht wie die Maria des Mondes mit einer dunkleren Farbe von der Umgebung abheben, wird mit einem geringeren Gehalt an Eisen und Titan erklĂ€rt. Damit ergibt sich jedoch ein gewisser Widerspruch zu der hohen mittleren Dichte des Planeten, die fĂŒr einen verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig sehr großen Metallkern spricht, der vor allem aus Eisen besteht. Dunkle Böden wurden durch Messenger im Caloris-Becken nur als FĂŒllung kleinerer Krater gefunden, und obwohl fĂŒr deren Material ein vulkanischer Ursprung vermutet wird, zeigen die Messdaten, anders als bei solchem Gestein zu erwarten ist, ebenfalls nur einen sehr geringen Anteil an Eisen. Das Metall ist in Merkurs OberflĂ€che zu höchstens 6 Prozent enthalten.[16]

Besonderheiten[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Rupes Discovery, die lĂ€ngste Steilstufe, zieht sich ĂŒber 400 km durch Ebenen und Krater.
Rupes Discovery im schematischen Querschnitt

Zwei Formationen findet man ausschließlich auf der MerkuroberflĂ€che:

  • Erstens ein eigentĂŒmlich chaotisch wirkendes GelĂ€nde unregelmĂ€ĂŸig geformter, bis etwa 1 km hoher HĂŒgel, das von TĂ€lern zerschnitten ist, das sich dem Caloris-Becken genau gegenĂŒber befindet. Als Entstehungsursache wird eine BĂŒndelung der seismischen Schwingungen des großen Einschlages angenommen, durch die das ursprĂŒngliche Relief des Antipodengebietes zerstört wurde. Das betroffene Gebiet ist etwa fĂŒnfmal so groß wie Deutschland und ist demnach mindestens von gleicher GrĂ¶ĂŸe wie das nur zu rund einem Drittel erkundete Caloris-Becken.
  • Zweitens bis zu mehrere hundert Kilometer lange Steilstufen, die die grĂ¶ĂŸten Höhenunterschiede (2 km) auf dem Merkur aufweisen. Diese Strukturen werden in der Astrogeologie als Rupes (lat. Böschung, Steilwand) bezeichnet. Sie ziehen sich in sanften Windungen quer durch Ebenen und Krater. Es handelt sich um Überschiebungen der Kruste. Die dadurch seitlich versetzten Kraterteile zeigen an, dass sie auch horizontal gegeneinander verschoben wurden. Diese Überschiebungen sind vermutlich durch ein Schrumpfen des gesamten Planeten entstanden.

Der in der Planetengeologie profilierte amerikanische Geologe Robert G. Strom hat den Umfang der Schrumpfung der MerkuroberflĂ€che auf etwa 100.000 kmÂČ abgeschĂ€tzt. Das entspricht einer Verringerung des Planetenradius um bis zu etwa 2 km. Neuere SchĂ€tzungen, die wesentlich auf den Messungen der Raumsonde Messenger beruhen, kommen auf einen deutlich höheren Wert von etwa 7 km Kontraktion.[17]

Als Ursache der Kontraktion wird die AbkĂŒhlung des Planeten im Anschluss an eine heiße Phase seiner Entstehung gesehen, in der er Ă€hnlich wie die Erde und der Mond von vielen großen AsteroideneinschlĂ€gen bis zur GlutflĂŒssigkeit aufgeheizt worden sein soll. Dieser Abschnitt der Entwicklung nahm demnach erst vor etwa 3,8 Milliarden Jahren mit dem „Letzten Schweren Bombardement“ seinen Ausklang, wĂ€hrend dessen Nachlassens die Kruste langsam auskĂŒhlen und erstarren konnte. Einige der gelappten Böschungen wurden offenbar durch die ausklingende Bombardierung wieder teilweise zerstört. Das bedeutet, dass sie entsprechend Ă€lter sind als die betreffenden Krater. Der Zeitpunkt der Merkurschrumpfung wird anhand des Grades der Weltraum-Erosion – durch viele kleinere, nachfolgende EinschlĂ€ge – vor ungefĂ€hr 4 Milliarden Jahren angenommen, also wĂ€hrend der Entstehung der mareĂ€hnlichen Ebenen.

Laut einer alternativen Hypothese sind die tektonischen AktivitĂ€ten wĂ€hrend der Kontraktionsphase auf die GezeitenkrĂ€fte der Sonne zurĂŒckzufĂŒhren, durch deren Einfluss die Eigendrehung des Merkurs von einer ungebundenen, höheren Geschwindigkeit auf die heutige Rotationsperiode heruntergebremst wurde. DafĂŒr spricht, dass sich diese Strukturen wie auch eine ganze Reihe von Rinnen und BergrĂŒcken mehr in meridionale als in Ost-West-Richtung erstrecken.

Nach der Kontraktion und der dementsprechenden Verfestigung des Planeten entstanden kleine Risse auf der OberflĂ€che, die sich mit anderen Strukturen, wie Kratern und den flachen Tiefebenen ĂŒberlagerten – ein klares Indiz dafĂŒr, dass die Risse im Vergleich zu den anderen Strukturen jĂŒngeren Ursprungs sind. Die Zeit des Vulkanismus auf dem Merkur endete, als die Kompression der HĂŒlle sich einstellte, sodass dadurch die AusgĂ€nge der Lava an der OberflĂ€che verschlossen wurden. Vermutlich passierte das wĂ€hrend einer Periode, die man zwischen die ersten 700 bis 800 Millionen Jahre der Geschichte des Merkurs einordnet. Seither gab es nur noch vereinzelte EinschlĂ€ge von Kometen und Asteroiden.

Kraterlandschaft der SĂŒdhalbkugel mit der 190 km breiten Wallebene Schubert in der Bildmitte (Mariner 10)

Eine weitere Besonderheit gegenĂŒber dem Relief des Mondes sind auf dem Merkur die sogenannten Zwischenkraterebenen. Im Unterschied zu der auch mit grĂ¶ĂŸeren Kratern gesĂ€ttigten MondoberflĂ€che kommen auf dem Merkur zwischen den großen Kratern relativ glatte Ebenen mit Hochlandcharakter vor, die nur von verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig wenigen Kratern mit Durchmessern von unter 20 km geprĂ€gt sind. Dieser GelĂ€ndetyp ist auf dem Merkur am hĂ€ufigsten verbreitet. Manche Forscher sehen darin die ursprĂŒngliche, verhĂ€ltnismĂ€ĂŸig unverĂ€nderte MerkuroberflĂ€che. Andere glauben, dass ein sehr frĂŒher und großrĂ€umiger Vulkanismus die Regionen einst geglĂ€ttet hat. Es gibt Anzeichen dafĂŒr, dass sich in diesen Ebenen die Reste grĂ¶ĂŸerer und auch vieler doppelter RingwĂ€lle gleich solchen des Mondes noch schwach abzeichnen.

Möglichkeit des Vorhandenseins von Eis und kleinen organischen MolekĂŒlen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

FĂŒr die Polregionen des Merkurs lassen die Ergebnisse von Radaruntersuchungen die Möglichkeit zu, dass dort kleine Mengen von Wassereis existieren könnten. Da des 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 Â°C möglich. Solche Bedingungen können Eis konservieren, das z. B. durch eingeschlagene Kometen eingebracht wurde. Die hohen Radar-Reflexionen können jedoch auch durch Metallsulfide oder durch die in der AtmosphĂ€re nachgewiesenen Alkalimetalle oder andere Materialien verursacht werden.

Im November 2012 veröffentlichte Messungen der Raumsonde Messenger weisen auf Wassereis im Inneren von Kratern am Merkurnordpol hin, die stĂ€ndig im Schatten liegen.[18] Außerdem wurden Spuren von organischen MolekĂŒlen (einfache Kohlenstoff- und Stickstoffverbindungen) gefunden. Da diese MolekĂŒle als Grundvoraussetzungen fĂŒr die Entstehung von Leben gelten, rief diese Entdeckung einiges Erstaunen hervor, da dies auf dem atmosphĂ€relosen und durch die Sonne intensiv aufgeheizten Planeten nicht fĂŒr möglich gehalten worden war. Es wird vermutet, dass diese Spuren an Wasser und organischer Materie durch Kometen, die auf dem Merkur eingeschlagen sind, eingebracht wurden.[19]

Indizien im Detail[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Radarbild der Nordpolarregion

Die Radiowellen, die vom Goldstone-Radioteleskop des NASA Deep Space Network ausgesandt wurden, hatten eine Leistung von 450 Kilowatt bei 8,51 Gigahertz; die vom VLA mit 26 Antennen empfangenen Radiowellen ließen helle Punkte auf dem Radarschirm erscheinen, Punkte, die auf depolarisierte Reflexionen von Wellen vom Nordpol des Merkurs schließen lassen.

Die Studien, die mit dem Radioteleskop von Arecibo gemacht wurden, das Wellen im S-Band (2,4 GHz) mit einer Leistung von 420 kW ausstrahlte, gestatteten es, eine Karte von der OberflĂ€che des Merkurs anzufertigen, die eine Auflösung von 15 km hat. Bei diesen Studien konnte nicht nur die Existenz der bereits gefundenen Zonen hoher Reflexion und Depolarisation nachgewiesen werden, sondern insgesamt 20 Zonen an beiden Polen. Die erwartete Radarsignatur von Eis ist erhöhte Reflexion und stĂ€rkere Depolarisation der reflektierten Wellen. Silikatgestein, das den grĂ¶ĂŸten Anteil der OberflĂ€che ausmacht, zeigt dieses nicht.

Andere Untersuchungsmethoden der zur Erde zurĂŒckgeworfenen Strahlen legen nahe, dass die Form dieser Zonen kreisförmig sind, und dass es sich deshalb um Krater handeln könnte.

Am SĂŒdpol des Merkurs scheinen sich Zonen hoher Reflexion mit dem Chao Meng-Fu Krater und kleinen Gebieten zu decken, in denen ebenfalls bereits Krater identifiziert wurden.

Am Nordpol gestaltet sich die Situation etwas schwieriger, weil sich die Radarbilder mit denen von Mariner 10 offenbar nicht decken lassen. Es liegt deshalb nahe, dass es Zonen hoher Reflexion geben kann, die sich nicht mit der Existenz von Kratern erklĂ€ren lassen.

Die Reflexionen der Radarwellen, die das Eis auf der OberflĂ€che des Merkurs erzeugt, sind geringer als die Reflexionen, die sich mit reinem Eis erzeugen ließen; eventuell liegt es am Vorhandensein von Staub, der die OberflĂ€che des Kraters teilweise ĂŒberdeckt.

Merkuraufnahme von Mariner 10 mit Beispielen der Nomenklatur

Nomenklatur der OberflÀchenstrukturen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

In der planetaren Nomenklatur der Internationalen Astronomischen Union (IAU) sind fĂŒr die Bezeichnung von OberflĂ€chenstrukturen auf dem Merkur folgende Konventionen festgelegt:[20]

Bezeichnung Beschreibung Anzahl Benannt nach
Catena Kraterkette 3 Radioteleskopanlagen
Crater kreisförmige Vertiefung 412 (Liste) KĂŒnstler, Musiker, Maler und Schriftsteller, die seit mehr als 50 Jahren als kunsthistorisch bedeutende Persönlichkeiten anerkannt sind
Dorsum Bergkamm 2 Wissenschaftler, die zur Erforschung von Merkur beigetragen haben
Facula heller Fleck 25 Worte fĂŒr „Schlange“ in verschiedenen Sprachen
Fossa lange, schmale Vertiefung 2 bedeutende Bauwerke
Mons Berg 1 (Caloris Montes) Worte fĂŒr „heiß“ in verschiedenen Sprachen
Planitia Tiefebene 16 Namen fĂŒr Merkur (Planet oder Gott) in verschiedenen Sprachen
Rupes Steilhang oder Steilstufe 38 Schiffe von Entdeckern oder wissenschaftliche Expeditionen
Vallis Tal, Senke 5 aufgegebene StÀdte (oder Siedlungen) der Antike

Ferner wurde die einzige Hochebene (Catuilla Planum) nach dem quechuanischen Wort fĂŒr (den Planet) Merkur benannt.[21] FĂŒr die 32 benannten Albedomerkmale â€“ Gebiete mit besonderem RĂŒckstrahlvermögen â€“ wurde ein Großteil der Namen aus der Merkurkartierung von EugĂšne Michel Antoniadi ĂŒbernommen.[22]

Innerer Aufbau[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Schematischer Schnitt durch Kruste (1), Mantel (2) und Kern (3) des Merkurs

Der Merkur ist ein Gesteinsplanet wie die Venus, die Erde und der Mars und ist von allen der kleinste Planet im Sonnensystem. Sein Durchmesser betrĂ€gt mit 4878 km nur knapp 40 Prozent des Erddurchmessers. Er ist damit sogar kleiner als der Jupitermond Ganymed und der Saturnmond Titan, dafĂŒr aber jeweils mehr als doppelt so massereich wie diese sehr eisreichen Trabanten.

Mittlere Dichte der terrestrischen Planeten in AbhÀngigkeit von ihrem Radius

Das Diagramm zeigt, wie stark die mittlere Dichte der erdĂ€hnlichen Planeten einschließlich des Erdmondes bei Ă€hnlicher chemischer Zusammensetzung mit dem Durchmesser im Allgemeinen ansteigt. Der Merkur allerdings hat mit 5,427 g/cmÂł fast die Dichte der weit grĂ¶ĂŸeren Erde und liegt damit fĂŒr seine GrĂ¶ĂŸe weit ĂŒber dem Durchmesser-Dichte-VerhĂ€ltnis der anderen. Das zeigt, dass er eine „schwerere“ chemische Zusammensetzung haben muss: Sein sehr großer Eisen-Nickel-Kern soll zu 65 Prozent aus Eisen bestehen, etwa 70 Prozent der Masse des Planeten ausmachen und einen Durchmesser von etwa 3600 km haben. JĂŒngere Forschungsergebnisse zeigen sogar einen Kerndurchmesser von 4100 km,[23][24] rund 84 Prozent des Planetendurchmessers, womit der Kern grĂ¶ĂŸer als der Erdmond wĂ€re. Auf den wohl nur 600 km dĂŒnnen Mantel aus Silikaten entfallen rund 30 Prozent der Masse, bei der Erde sind es 62 Prozent. Die Kruste ist mit einigen 10 km relativ dick und besteht ĂŒberwiegend aus Feldspat und Mineralien der Pyroxengruppe, ist also dem irdischen Basalt sehr Ă€hnlich. Die dennoch etwas höhere Gesamtdichte der Erde resultiert aus der kompressiveren Wirkung ihrer starken Gravitation.[25]

Ursache des hohen Eisengehalts[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Des Merkurs relativer Gehalt an Eisen ist grĂ¶ĂŸer als der jedes anderen großen Objektes im Sonnensystem. Als ErklĂ€rung werden verschiedene Hypothesen ins Feld gefĂŒhrt, die alle von einem ehemals ausgeglicheneren Schalenaufbau und einem entsprechend dickeren, metallarmen Mantel ausgehen:

So geht eine Theorie davon aus, dass der Merkur ursprĂŒnglich ein Metall-Silikat-VerhĂ€ltnis Ă€hnlich dem der Chondrite, der meistverbreiteten Klasse von Meteoriten im Sonnensystem, aufwies. Seine Ausgangsmasse mĂŒsste demnach etwa das 2,25-fache seiner heutigen Masse gewesen sein. In der FrĂŒhzeit des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren, wurde der Merkur jedoch – so wird gemutmaßt – von einem sehr großen Asteroiden mit etwa einem Sechstel dieser Masse getroffen. Ein Aufschlag dieser GrĂ¶ĂŸenordnung hĂ€tte einen Großteil der Planetenkruste und des Mantels weggerissen und lediglich den metallreichen Kern ĂŒbrig gelassen. Eine Ă€hnliche ErklĂ€rung wurde zur Entstehung des Erdmondes im Rahmen der Kollisionstheorie vorgeschlagen. Beim Merkur blieb jedoch unklar, weshalb nur ein so geringer Teil des zersprengten Materials auf den Planeten zurĂŒckfiel. Nach Computersimulationen von 2006 wird das mit der Wirkung des Sonnenwindes erklĂ€rt, durch den sehr viele Teilchen verweht wurden. Von diesen Partikeln und Meteoriten, die nicht in die Sonne fielen, sind demnach die meisten in den interstellaren Raum entwichen und 1 bis 2 Prozent auf die Venus sowie etwa 0,02 Prozent auf die Erde gelangt.

Eine andere Theorie schlĂ€gt vor, dass der Merkur sehr frĂŒh in der Entwicklung des Sonnensystems entstanden sei, noch bevor sich die Energieabstrahlung der jungen Sonne stabilisiert hat. Auch diese Theorie geht von einer etwa doppelt so großen Ursprungsmasse des innersten Planeten aus. Als der Protostern sich zusammenzuziehen begann, könnten auf dem Merkur Temperaturen zwischen 2500 und 3500 K (Kelvin), möglicherweise sogar bis zu 10.000 K geherrscht haben. Ein Teil seiner Materie wĂ€re bei diesen Temperaturen verdampft und hĂ€tte eine AtmosphĂ€re gebildet, die im Laufe der Zeit vom Sonnenwind fortgerissen worden sei.

Eine dritte Theorie argumentiert Ă€hnlich und geht von einer langanhaltenden Erosion der Ă€ußeren Schichten des Planeten durch den Sonnenwind aus.

Nach einer vierten Theorie wurde der Merkur kurz nach seiner Bildung von einem oder mehreren Protoplaneten gestreift, die doppelt bis viermal so schwer waren wie er – wobei er große Teile seines Gesteinsmantels verlor.[26]

Magnetfeld[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Trotz seiner langsamen Rotation besitzt der Merkur eine MagnetosphĂ€re, deren Volumen etwa 5 Prozent der MagnetosphĂ€re der Erde betrĂ€gt. Es hat mit einer mittleren FeldintensitĂ€t von 450 Nanotesla an der OberflĂ€che des Planeten ungefĂ€hr 1 Prozent der StĂ€rke des Erdmagnetfeldes. Die Neigung des Dipolfeldes gegen die Rotationsachse betrĂ€gt rund 7°. Die Ausrichtung der Magnetpole entspricht der Situation der Erde, das heißt, dass beispielsweise der magnetische Nordpol des Merkurs im Umkreis seiner sĂŒdlichen Rotationsachse liegt. Die Grenze der MagnetosphĂ€re befindet sich in Richtung der Sonne lediglich in einer Höhe von etwa 1000 Kilometern, wodurch energiereiche Teilchen des Sonnenwinds ungehindert die OberflĂ€che erreichen können. Es gibt keine StrahlungsgĂŒrtel.[27] Insgesamt ist Merkurs Magnetfeld asymmetrisch. Es ist auf der Nordhalbkugel stĂ€rker als auf der SĂŒdhalbkugel, sodass der magnetische Äquator gegenĂŒber dem geografischen Äquator rund 500 Kilometer nördlich liegt. Dadurch ist die SĂŒdhalbkugel fĂŒr den Sonnenwind leichter erreichbar.[28]

Möglicherweise wird Merkurs Dipolfeld ganz Ă€hnlich dem der Erde durch den Dynamo-Effekt zirkulierender Schmelzen im Metallkern erzeugt; dann mĂŒsste seine FeldstĂ€rke aber 30-mal stĂ€rker sein, als von Mariner 10 gemessen. Einer Modellrechnung zufolge (Ulrich Christensen 2007 im Max-Planck-Institut fĂŒr Sonnensystemforschung Katlenburg-Lindau)[29] werden große Teile eines im Inneren entstehenden, fluktuierenden Feldes durch elektrisch leitende und stabile Schichtungen des Ă€ußeren, flĂŒssigen Kerns stark gedĂ€mpft, sodass an der OberflĂ€che nur ein relativ schwaches Feld ĂŒbrig bleibt.

Eigentlich sollte der Merkur aufgrund seiner geringen GrĂ¶ĂŸe – ebenso wie der wesentlich grĂ¶ĂŸere und bereits erstarrte Mars – seit seiner Entstehung schon lĂ€ngst zu stark abgekĂŒhlt sein, um in seinem Kern Eisen oder ein Eisen-Nickel-Gemisch noch flĂŒssig halten zu können. Aus diesem Grund wurde eine Hypothese aufgestellt, welche die Existenz des Magnetfeldes als Überbleibsel eines frĂŒheren, mittlerweile aber erloschenen Dynamo-Effektes erklĂ€rt; es wĂ€re dann das Ergebnis erstarrter Ferromagnetite. Es ist aber möglich, dass sich zum Beispiel durch Mischungen mit Schwefel eine eutektische Legierung mit niedrigerem Schmelzpunkt bilden konnte. Durch ein spezielles Auswertungsverfahren konnte bis 2007 ein Team amerikanischer und russischer Planetenforscher um Jean-Luc Margot von der Cornell-UniversitĂ€t anhand von Radarwellen die Rotation des Merkurs von der Erde aus genauer untersuchen und ausgeprĂ€gte Schwankungen feststellen, die mit einer GrĂ¶ĂŸe von 0,03 Prozent deutlich fĂŒr ein teilweise aufgeschmolzenes Inneres sprechen.[30]

Entwicklungsetappen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Nach der herkömmlichen Theorie zur Entstehung des Planetensystems der Sonne ist der Merkur wie alle Planeten aus einer allmĂ€hlichen Zusammenballung von Planetesimalen hervorgegangen, die sich zu immer grĂ¶ĂŸeren Körpern vereinten. In der letzten Phase der Akkretion schluckten die grĂ¶ĂŸeren Körper die kleineren und in dem Bereich des heutigen Merkurorbits bildete sich binnen etwa 10 Millionen Jahren der sonnennĂ€chste Planet.

Mit der Aufheizung des Protoplaneten, also des „Rohplaneten“, durch den Zerfall der radioaktiven Elemente und durch die Energie vieler großer und andauernder EinschlĂ€ge wĂ€hrend des Aufsammelns der kleineren Brocken begann das, was man mangels eines merkurspezifischen Begriffes als geologische Entwicklung bezeichnen kann. Der bis zur Glut erhitzte Körper differenzierte sich durch seine innere Gravitation chemisch in Kern, Mantel und Kruste. Mit dem Ausklingen des Dauerbombardements konnte der entstandene Planet beginnen, sich abzukĂŒhlen, und es bildete sich aus der Ă€ußeren Schicht eine feste Gesteinskruste.

In der folgenden Etappe sind anscheinend alle Krater und andere Spuren der ausklingenden Akkretion ĂŒberdeckt worden. Die Ursache könnte eine Periode von frĂŒhem Vulkanismus gewesen sein. Dieser Zeit wird die Entstehung der Zwischenkraterebenen zugeordnet sowie die Bildung der gelappten Böschungen durch ein Schrumpfen des Merkurs zugeschrieben.

Das Ende des Schweren Bombardements schlug sich in der Entstehung des Caloris-Beckens und den damit verbundenen Landschaftsformen im Relief als Beginn der dritten Epoche eindrucksvoll nieder.

In einer vierten Phase entstanden (wahrscheinlich durch eine weitere Periode vulkanischer AktivitÀten) die weiten, mareÀhnlichen Ebenen.

Die fĂŒnfte und seit etwa 3 Milliarden Jahren noch immer andauernde Phase der OberflĂ€chengestaltung zeichnet sich lediglich durch eine Zunahme der Einschlagkrater aus. Dieser Zeit werden die Zentralkrater der Strahlensysteme zugeordnet, deren auffĂ€llige Helligkeit als ein Zeichen der Frische angesehen werden.

Die Abfolge der Ereignisse hat im Allgemeinen eine ĂŒberraschend große Ähnlichkeit mit der Geschichte der OberflĂ€che des Mondes; in Anbetracht der ungleichen GrĂ¶ĂŸe, der sehr verschiedenen Orte im Sonnensystem und den damit verbundenen unterschiedlichen Bedingungen war das nicht zu erwarten.

Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Merkur ist mindestens seit der Zeit der Sumerer (3. Jahrtausend v. Chr.) bekannt. Die Griechen der Antike gaben ihm zwei Namen, Apollo, wenn er am Morgenhimmel die Sonne ankĂŒndigte, und Hermes, wenn er am Abendhimmel der Sonne hinterherjagte.[31]

Die griechischen Astronomen wussten allerdings, dass es sich um denselben Himmelskörper handelte. Nach nicht eindeutigen Quellen hat Herakleides Pontikos möglicherweise sogar schon geglaubt, dass der Merkur und auch die Venus um die Sonne kreisen und nicht um die Erde. 1543 veröffentlichte Nikolaus Kopernikus sein Werk De revolutionibus orbium coelestium (lat.: Ăœber die UmschwĂŒnge der himmlischen Kreise), indem er die Planeten ihrer Geschwindigkeit nach in kreisförmigen Bahnen um die Sonne anordnete, womit der Merkur der Sonne am nĂ€chsten war.

Die Römer benannten den Planeten wegen seiner schnellen Bewegung am Himmel nach dem geflĂŒgelten Götterboten Mercurius.

Erdgebundene Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Umlaufbahn des Merkurs bereitete den Astronomen lange Zeit Probleme. Kopernikus etwa schrieb dazu in De revolutionibus: „Der Planet hat uns mit vielen RĂ€tseln und großer MĂŒhsal gequĂ€lt als wir seine Wanderungen erkundeten“. 1629 gelang es Johannes Kepler mithilfe von Beobachtungsdaten seines VorgĂ€ngers Tycho Brahe erstmals einen sogenannten Merkurtransit fĂŒr den 7. November 1631 (auf etwa einen halben Tag genau) vorherzusagen. Als Pierre Gassendi diesen Durchgang vor der Sonne beobachten konnte, stellte er feste, dass der Merkur nicht wie von PtolemĂ€us im 2. Jahrhundert geschĂ€tzt ein FĂŒnfzehntel des Sonnendurchmessers maß, sondern um ein Vielfaches kleiner war.[31]

Merkurkarte von Giovanni Schiaparelli
Merkurkarte von Percival Lowell, 1896
Merkurkarte von EugĂšne Michel Antoniadi, 1934

Nach der Erfindung des Fernrohrs entdeckte Giovanni Battista Zupi im Jahre 1639, dass der Merkur Phasen zeigt wie der Mond, und bewies damit seinen Umlauf um die Sonne. Als Sir Isaac Newton 1687 die Principia Mathematica veröffentlichte und damit die Gravitation beschrieb, konnten die Planetenbahnen nun exakt berechnet werden. Der Merkur jedoch wich immer von diesen Berechnungen ab, was Urbain Le Verrier (der Entdecker des Planeten Neptun) 1859 dazu veranlasste, einen weiteren noch schnelleren sonnennÀheren Planeten zu postulieren: Vulcanus. Erst Albert Einsteins RelativitÀtstheorie konnte diese Abweichungen in Merkurs Umlaufbahn richtig erklÀren.[32]

Die ersten, nur sehr vagen Merkurkarten wurden von Johann Hieronymus Schroeter skizziert. Die ersten detaillierteren Karten wurden im spĂ€ten 19. Jahrhundert, etwa 1881 von Giovanni Schiaparelli und danach von Percival Lowell angefertigt. Lowell meinte, Ă€hnlich wie Schiaparelli bei seinen Marsbeobachtungen auf dem Merkur KanĂ€le erkennen zu können. Besser, wenn auch immer noch sehr ungenau, war die Merkurkarte von EugĂšne Michel Antoniadi aus dem Jahr 1934. Antoniadi ging dabei von der gelĂ€ufigen, aber irrigen Annahme aus, dass der Merkur eine gebundene Rotation von 1:1 um die Sonne aufweist. FĂŒr seine Nomenklatur der Albedomerkmale bezog er sich auf die Hermes-Mythologie. Audouin Dollfus ĂŒbernahm sie großteils fĂŒr seine genauere Karte von 1972. Die Internationale Astronomische Union (IAU) billigte diese Nomenklatur fĂŒr heutige Merkurkarten auf der Grundlage der Naherkundung. FĂŒr die topografischen Strukturen wurde ein anderes Schema gewĂ€hlt. So bekamen die den Maria des Mondes Ă€hnlichen Tiefebenen den Namen des Gottes Merkur in verschiedenen Sprachen.

Im Koordinatensystem des Merkurs werden die LĂ€ngengrade von Ost nach West zwischen 0 und 360° gemessen. Der Nullmeridian wird durch den Punkt definiert, der am ersten Merkurperihel nach dem 1. Januar 1950 die Sonne im Zenit hatte. Die Breitengrade zwischen 0° und 90° werden nach Norden positiv und nach SĂŒden negativ gezĂ€hlt.

Gesteinsbrocken des Merkurs, die durch den Einschlag grĂ¶ĂŸerer Asteroiden ins All geschleudert wurden, können als Meteoriten im Laufe der Zeit auch die Erde erreichen. Als mögliche Merkurmeteoriten werden der Enstatit-Chondrit Abee und der Achondrit NWA 7325 diskutiert.

Erforschung mit Raumsonden[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Merkur gehört zu den am wenigsten erforschten Planeten des Sonnensystems. Dies liegt vor allem an den fĂŒr Raumsonden sehr unwirtlichen Bedingungen in der NĂ€he der Sonne, wie der hohen Temperatur und intensiven Strahlung, sowie an zahlreichen technischen Schwierigkeiten, die bei einem Flug zum Merkur in Kauf genommen werden mĂŒssen. Selbst von einem Erdorbit aus sind die Beobachtungsbedingungen zu ungĂŒnstig, um den Planeten mit Teleskopen zu beobachten. Der Spiegel des Hubble-Weltraumteleskops nĂ€hme durch die Strahlung der Sonne großen Schaden, wenn er auf einen dermaßen sonnennahen Bereich ausgerichtet wĂŒrde.

Der mittlere Sonnenabstand des Merkurs betrĂ€gt ein Drittel desjenigen der Erde, sodass eine Raumsonde ĂŒber 91 Millionen Kilometer in den Gravitationspotentialtopf der Sonne fliegen muss, um den Planeten zu erreichen. Von einem stationĂ€ren Startpunkt brĂ€uchte die Raumsonde keine Energie, um in Richtung Sonne zu fallen. Da der Start aber von der Erde erfolgt, die sich mit einer Orbitalgeschwindigkeit von 30 km/s um die Sonne bewegt, verhindert der hohe Bahndrehimpuls der Sonde eine Bewegung Richtung Sonne. Daher muss die Raumsonde eine betrĂ€chtliche GeschwindigkeitsĂ€nderung aufbringen, um in eine Hohmannbahn einzutreten, die in die NĂ€he des Merkurs fĂŒhrt.

ZusĂ€tzlich fĂŒhrt die Abnahme der potenziellen Energie der Raumsonde bei einem Flug in den Gravitationspotentialtopf der Sonne zur Erhöhung ihrer kinetischen Energie, also zu einer Erhöhung ihrer Fluggeschwindigkeit. Wenn man dies nicht korrigiert, ist die Sonde beim Erreichen des Merkurs bereits so schnell, dass ein sicherer Eintritt in den Merkurorbit oder gar eine Landung erheblich erschwert werden. FĂŒr einen Vorbeiflug ist die hohe Fluggeschwindigkeit allerdings von geringerer Bedeutung. Ein weiteres Hindernis ist das Fehlen einer AtmosphĂ€re; dies macht es unmöglich, treibstoffsparende Aerobraking-Manöver zum Erreichen des gewĂŒnschten Orbits um den Planeten einzusetzen. Stattdessen muss der gesamte Bremsimpuls fĂŒr einen Eintritt in den Merkurorbit mittels der bordeigenen Triebwerke durch eine Extramenge an mitgefĂŒhrtem Treibstoff aufgebracht werden.

Diese EinschrĂ€nkungen sind mit ein Grund dafĂŒr, dass der Merkur vor Messenger nur mit der einen Raumsonde Mariner 10 erforscht wurde. Eine dritte Merkursonde BepiColombo wurde am 20. Oktober 2018 gestartet.

Mariner 10[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die NASA-Sonde Mariner 10

Die Flugbahn von Mariner 10 wurde so gewĂ€hlt, dass die Sonde zunĂ€chst die Venus anflog, dann in deren Anziehungsbereich durch ein Swing-by-Manöver Kurs auf den Merkur nahm. So gelangte sie auf eine merkurnahe Umlaufbahn um die Sonne, die mit einer TrĂ€gerrakete vom Typ Atlas-Centaur nur auf diese Weise erreicht werden konnte; ohne den Swing-by an der Venus hĂ€tte Mariner 10 eine deutlich grĂ¶ĂŸere und teurere Titan IIIC benötigt. Der schon lange an der Erforschung des innersten Planeten interessierte Mathematiker Giuseppe Colombo hatte diese Flugbahn entworfen, auf welcher der Merkur gleich mehrmals passiert werden konnte, und zwar immer in der NĂ€he seines sonnenfernsten Bahnpunktes – bei dem die BeeintrĂ€chtigung durch den Sonnenwind am geringsten ist – und am zugleich sonnennĂ€chsten Bahnpunkt von Mariner 10. Die anfĂ€nglich dabei nicht vorhergesehene Folge dieser himmelsmechanischen Drei-Körper-Wechselwirkung war, dass die Umlaufperiode von Mariner 10 genau zweimal so lang geriet wie die vom Merkur. Bei dieser Bahneigenschaft bekam die Raumsonde wĂ€hrend jeder Begegnung ein und dieselbe HemisphĂ€re unter den gleichen BeleuchtungsverhĂ€ltnissen vor die Kamera und erbrachte so den eindringlichen Beweis fĂŒr die genaue 2:3-Kopplung von Merkurs Rotation an seine Umlaufbewegung, die nach den ersten, ungefĂ€hren Radarmessungen Colombo selbst schon vermutet hatte. Durch dieses seltsame Zusammentreffen konnten trotz der wiederholten VorbeiflĂŒge nur 45 Prozent der MerkuroberflĂ€che kartiert werden.

Mariner 10 flog im betriebstĂŒchtigen Zustand von 1974 bis 1975 dreimal am Merkur vorbei: Am 29. MĂ€rz 1974 in einer Entfernung von 705 km, am 21. September in rund 50.000 km und am 16. MĂ€rz 1975 in einer Entfernung von 327 km. ZusĂ€tzlich zu den herkömmlichen Aufnahmen wurde der Planet im infraroten sowie im UV-Licht untersucht, und ĂŒber seiner den störenden Sonnenwind abschirmenden Nachtseite liefen wĂ€hrend des ersten und dritten Vorbeifluges Messungen des durch die Sonde entdeckten Magnetfeldes und geladener Partikel.

Messenger[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

KĂŒnstlerische Darstellung von Messenger am Merkur

Eine weitere Raumsonde der NASA, Messenger, startete am 3. August 2004 und schwenkte im MĂ€rz 2011 als erste Raumsonde in einen Merkurorbit ein, um den Planeten mit ihren zahlreichen Instrumenten eingehend zu studieren und erstmals vollstĂ€ndig zu kartografieren.[33] Die Raumsonde widmete sich dabei der Untersuchung der geologischen und tektonischen Geschichte Merkurs sowie seiner Zusammensetzung. Weiterhin suchte die Sonde nach dem Ursprung des Magnetfeldes, bestimmte die GrĂ¶ĂŸe und den Zustand des Planetenkerns, untersuchte die Polarkappen des Planeten und erforschte die ExosphĂ€re sowie die MagnetosphĂ€re. Um sein Ziel zu erreichen, flog Messenger eine sehr komplexe Route, die ihn in mehreren Fly-by-Manövern erst zurĂŒck zur Erde, dann zweimal an der Venus sowie dreimal am Merkur vorbeifĂŒhrte. Der erste Vorbeiflug am Merkur fand am 14. Januar 2008 um 20:04 Uhr MEZ statt und der zweite am 6. Oktober 2008. Dabei wurden bereits Untersuchungen der OberflĂ€che durchgefĂŒhrt und Fotos von bisher unbekannten Gebieten aufgenommen. Der dritte Vorbeiflug, durch den die Geschwindigkeit der Sonde verringert wurde, erfolgte am 30. September 2009. Da die Sonde kurz vor der Passage unerwartet in den abgesicherten Modus umschaltete, konnten fĂŒr geraume Zeit keine Beobachtungsdaten gesammelt und ĂŒbertragen werden.[34] Die gesamte Reise nahm etwa 6,5 Jahre in Anspruch. Die darauf folgende Mission im Merkurorbit ist in Jahresabschnitte geteilt, welche jeweils am 18. MĂ€rz beginnen. Vom 18. MĂ€rz 2011 bis 18. MĂ€rz 2012 wurden wĂ€hrend der sogenannten primĂ€ren Mission die wichtigsten Forschungen vorgenommen; anschließend begann die erste erweiterte Mission, welche bis zum 18. MĂ€rz 2013 lief. Danach wurde die Mission noch einmal bis MĂ€rz 2015 verlĂ€ngert. Gegen Ende der Mission wurde die Sonde in Umlaufbahnen um den Planeten gebracht, deren niedrigster Punkt nur 5,3 km ĂŒber der OberflĂ€che lag. Der verbleibende Treibstoff fĂŒr die Triebwerke der Sonde wurde genutzt, um dem bremsenden Effekt der schwachen, aber doch vorhandenen AtmosphĂ€re entgegenzuwirken. Die letzte dieser Kurskorrekturen erfolgte am 25. MĂ€rz 2015. Am 30. April 2015 stĂŒrzte die Sonde dann auf die erdabgewandte Seite des Merkurs.[35]

BepiColombo[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die europĂ€ische Raumfahrtorganisation ESA und die japanische Raumfahrtbehörde JAXA erforschen den sonnennĂ€chsten Planeten mit der kombinierten Merkursonde BepiColombo. Das gemeinsame Unternehmen ist nach dem Spitznamen des 1984 verstorbenen Giuseppe Colombo benannt und besteht aus zwei am Ziel getrennt eingesetzten Orbitern: einem Fernerkundungsorbiter fĂŒr eine 400 km × 1500 km messende polare Umlaufbahn und einem MagnetosphĂ€renorbiter fĂŒr einen polaren Merkurumlauf von 400 km × 12.000 km. Die Komponenten werden sich jeweils der Untersuchung des Magnetfeldes sowie der geologischen Zusammensetzung in Hinsicht der Geschichte des Merkurs widmen. Die Sonde startete am 20. Oktober 2018, ihre Reise zum Merkur wird mit Ionentriebwerken und VorbeiflĂŒgen an den inneren Planeten unterstĂŒtzt und soll 2025 in eine Umlaufbahn eintreten. Am Ziel wird die Sonde Temperaturen von bis zu 250 Â°C ausgesetzt sein und soll mindestens ein Jahr lang (d. h. ĂŒber vier Merkurjahre) Daten liefern.

Beobachtung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Immer nur nahe der Sonne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Merkur in der MorgendÀmmerung am 23. September 2010
(siehe KĂ€stchen in der Mitte)

Der Merkur kann sich als innerster Planet des Sonnensystems nur bis zu einem Winkel von maximal 28 Grad (grĂ¶ĂŸte Elongation) von der Sonne entfernen und ist daher schwierig zu beobachten. Er kann in der Abend- oder MorgendĂ€mmerung als orangefarbener Lichtpunkt mit einer scheinbaren Helligkeit von etwa 1 mag bis maximal −1,9 mag in der NĂ€he des Horizonts mit bloßem Auge wahrgenommen werden. Bei Tagbeobachtungen ist er – je nach SichtverhĂ€ltnissen â€“ ab einer Fernrohröffnung von etwa 10 bis 20 cm gut zu erkennen.

Durch die HorizontnĂ€he wird seine Beobachtung mit Teleskopen sehr erschwert, da sein Licht eine grĂ¶ĂŸere Strecke durch die ErdatmosphĂ€re zurĂŒcklegen muss und durch Turbulenzen, Lichtbrechung und Absorption gestört wird. Der Planet erscheint meist als verwaschenes, halbmondförmiges Scheibchen im Teleskop. Auch mit leistungsfĂ€higen Teleskopen sind kaum markante Merkmale auf seiner OberflĂ€che auszumachen.

Da die Merkurbahn stark elliptisch ist, schwanken die Werte seiner grĂ¶ĂŸten Elongation zwischen den einzelnen UmlĂ€ufen von 18 bis 28 Grad.

Bei der Beobachtung des Merkurs sind – bei gleicher geographischer nördlicher oder sĂŒdlicher Breite – die Beobachter der Nordhalbkugel im Nachteil, denn die Merkur-Elongationen mit den grĂ¶ĂŸten Werten finden zu Zeiten statt, bei denen fĂŒr einen Beobachter auf der Nordhalbkugel die Ekliptik flach ĂŒber dem Horizont verlĂ€uft und der Merkur in der hellen DĂ€mmerung auf- oder untergeht. In den Breiten Mitteleuropas ist er dann mit bloßem Auge nicht zu sehen. Die beste Sichtbarkeit verspricht eine maximale westliche Elongation (Morgensichtbarkeit) im Herbst, sowie eine maximale östliche Elongation (Abendsichtbarkeit) im FrĂŒhling.

In großer Höhe ĂŒber dem Horizont kann der Merkur mit bloßem Auge nur wĂ€hrend einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden.

Wegen der großen Bahnneigung zieht der Planet nur alle paar Jahre vor der Sonnenscheibe vorbei (siehe nĂ€chster Abschnitt). Hingegen kann er gerade deshalb manchmal doppelsichtig werden, indem er mit freiem Auge sowohl in der hellen Morgen- wie in der hellen AbenddĂ€mmerung beobachtbar sein kann. Dies ist in den Tagen um die Untere Konjunktion möglich, wenn er nicht knapp an der Sonne vorbeizieht, sondern bis zu 8° nördlich von ihr.

Merkurtransit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Verlauf des Merkurtransits vom 8. zum 9. November 2006 aus der Sicht der Raumsonde SOHO

Aufgrund der Bahneigenschaften des Merkurs und der Erde wiederholen sich alle 13 Jahre Ă€hnliche Merkursichtbarkeiten. In diesem Zeitraum finden im Allgemeinen auch zwei sogenannte Transits oder DurchgĂ€nge statt, bei denen der Merkur von der Erde aus gesehen direkt vor der Sonnenscheibe als schwarzes Scheibchen zu sehen ist. Ein solcher Transit des Merkurs ist sichtbar, wenn er bei der unteren Konjunktion – wĂ€hrend er die Erde beim Umlauf um die Sonne auf seiner Innenbahn ĂŒberholt – in der NĂ€he eines seiner beiden Bahnknoten steht, also die Erdbahnebene kreuzt. Ein solches Ereignis ist aufgrund der entsprechenden Geometrie nur zwischen dem 6. und dem 11. Mai oder zwischen dem 6. und dem 15. November möglich, da die beiden Bahnknoten am 9. Mai oder am 11. November von der Erde aus gesehen vor der Sonne stehen. Der letzte Merkurdurchgang fand am 11. November 2019 statt, der nĂ€chste folgt am 13. November 2032.

Sichtbarkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

In der folgenden Tabelle sind die speziellen Konstellationen des Merkurs fĂŒr das Jahr 2021 angegeben. Östliche Elongation bietet Abendsichtbarkeit, westliche Elongation Morgensichtbarkeit:

GrĂ¶ĂŸte östliche
Elongation
StationÀr,
wird rĂŒcklĂ€ufig
Untere
Konjunktion
StationÀr,
wird rechtlÀufig
GrĂ¶ĂŸte westliche
Elongation
Obere
Konjunktion
24. Januar 2021 18,6° 30. Januar 2021 8. Februar 2021 20. Februar 2021 6. MÀrz 2021 27,3° 19. April 2021
17. Mai 2021 22° 30. Mai 2021 11. Juni 2021 22. Juni 2021 4. Juli 2021 21,6° 1. August 2021
14. September 2021 26,8° 27. September 2021 9. Oktober 2021 18. Oktober 2021 25. Oktober 2021 18,4° 29. November 2021

Kulturgeschichte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Allegorische Darstellung des Merkurs als Herrscher der Tierkreiszeichen Jungfrau und Zwillinge, von Hans Sebald Beham, 16. Jahrhundert

In der altĂ€gyptischen Mythologie und Astronomie galt der Merkur hauptsĂ€chlich als Stern des Seth. Sein Name Sebeg (auch Sebgu) stand fĂŒr eine weitere Erscheinungsform der altĂ€gyptischen Götter Seth und Thot. Im antiken Griechenland bezog man den Planeten auf den Gott und Götterboten Hermes, assoziierte ihn aber auch mit den Titanen[36] Metis und Koios. Der zumeist nur in der DĂ€mmerung und dann auch nur schwer zu entdeckende, besonders rastlose Planet wurde auch als Symbol fĂŒr Hermes als Schutzpatron der HĂ€ndler, Wegelagerer und Diebe gesehen.

Bei den Römern entsprach Hermes spĂ€testens in der nachantiken Zeit dem Mercurius, abgeleitet von mercari (lat. fĂŒr Handel treiben). Der von ihnen nach dem Merkur benannte Wochentag dies Mercurii ist im Deutschen der Mittwoch. In der Zuordnung der Wochentage besteht die namentliche Verbindung des Merkurs mit dem Mittwoch noch im Französischen (mercredi), im Italienischen (mercoledĂŹ), im Spanischen (miĂ©rcoles), im RumĂ€nischen (miercuri) und im Albanischen (e mĂ«rkurĂ«). Den Germanen wird als Entsprechung des Gestirns der Gott Odin bzw. Wotan zugeschrieben, dem ebenso der Mittwoch (im Englischen wednesday, im NiederlĂ€ndischen woensdag) zugeordnet wurde.

Im Altertum und in der Welt der mittelalterlichen Alchemisten hat man dem eiligen Wandelstern als Planetenmetall das bewegliche Quecksilber zugeordnet. In vielen Sprachen basiert der Name des Metalls heute noch auf diesem Wortstamm (englisch mercury, französisch mercure).

Rezeption in Literatur, Film und Musik[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

In der Musik hat Gustav Holst dem Merkur in seiner Orchestersuite The Planets (Die Planeten, 1914–1916) den dritten Satz gewidmet: Mercury, the Winged Messenger (Merkur, der geflĂŒgelte Bote).[37]

In der Unterhaltungsliteratur schrieb Isaac Asimov im Jahr 1956 fĂŒr seine Lucky-Starr-Reihe den Science-Fiction-Roman Lucky Starr and the Big Sun of Mercury. Darin startet auf dem Planeten der lebensfeindlichen Temperaturextreme ein Projekt neuer Energiegewinnungs- und -transportmethoden fĂŒr den wachsenden Energiebedarf der Erde, das jedoch von Sabotage betroffen ist. Die deutsche Ausgabe erschien erstmals 1974 unter dem Titel Im Licht der Merkur-Sonne.[38]

In dem Film Sunshine, von Regisseur Danny Boyle im Jahr 2007 in die Kinos gebracht, dient eine Umlaufbahn um den Merkur als Zwischenstation fĂŒr ein Raumschiff, dessen Fracht die Sonne vor dem Erlöschen bewahren soll.

Der im Jahr 2012 erschienene Roman 2312 von Kim Stanley Robinson handelt in eben jenem Jahr 2312, unter anderem in Merkurs Hauptstadt Terminator, die sich stĂ€ndig auf Schienen entlang des Äquators bewegt und plötzlich mit gezielten Meteoroiden angegriffen wird.[39]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • Lexikon der Astronomie. 2 BĂ€nde. Herder, Freiburg/ Basel/ Wien 1989, ISBN 3-451-21632-9.
  • ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg/ Berlin/ Oxford 1995, ISBN 3-86025-688-2.
  • David Morrison: Planetenwelten. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg/ Berlin 1999, ISBN 3-8274-0527-0.
  • Planeten und ihre Monde. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg/ Berlin 1997, ISBN 3-8274-0218-2.
  • Der NASA-Atlas des Sonnensystems. Knaur, MĂŒnchen 2002, ISBN 3-426-66454-2.
  • Holger Heuseler, Ralf Jaumann, Gerhard Neukum: Zwischen Sonne und Pluto. BLV, MĂŒnchen/ Wien/ ZĂŒrich 1999, ISBN 3-405-15726-9.
  • Edward J. Tarbuck, Frederick K. Lutgens: Ciencias de la Tierra. Una IntroducciĂłn a la GeologĂ­a FĂ­sica. Prentice Hall, Madrid 2000, ISBN 84-8322-180-2.
  • Hielo en Mercurio. In: Joan Pericay: EL Universo. Enciclopedia de la AstronomĂ­a y el Espacio. Band 5. Editorial Planeta-De Agostini, Barcelona 1997, S. 141–145.
  • Stardate, Guide to the Solar System. Publication der University of Texas at Austin McDonald Observatory, OCLC 48099283.
  • Our Solar System, A Geologic Snapshot. NASA (NP-157). Mai 1992.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Medien

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Wiktionary: Merkur â€“ BedeutungserklĂ€rungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
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Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. ↑ a b c David R. Williams: Mercury Fact Sheet. In: NASA.gov. 27. September 2018, abgerufen am 9. Mai 2020 (englisch).
  2. ↑ Solar System Exploration: Planet Compare. In: NASA.gov. Abgerufen am 9. Mai 2020 (englisch).
  3. ↑ Gerald Maurice Clemence: The relativity effect in planetary motions. In: Reviews of Modern Physics. Band 19, Nr. 4, 1947, S. 361, doi:10.1103/RevModPhys.19.361 (online [PDF; abgerufen am 18. April 2011]).
  4. ↑ Ken Croswell: Will Mercury Hit Earth Someday? Sky and Telescope, 24. April 2008, abgerufen am 6. Oktober 2008 (englisch).
  5. ↑ Worlds in collision. Spaceflight now, 2. Oktober 2008, abgerufen am 6. Oktober 2008 (englisch).
  6. ↑ Sterne und Weltraum. 1/2010, S. 22–24.
  7. ↑ G. Colombo: Rotational Period of the Planet Mercury. nature, 8. November 1965, abgerufen am 6. Oktober 2009 (englisch).
  8. ↑ Simon Mitton: Cambridge EnzyklopĂ€die der Astronomie. Urania Verlag, MĂŒnchen 1989, ISBN 3-572-03667-4.
  9. ↑ Leonid V. Ksanfomaliti: Planeten. Neues aus unserem Sonnensystem. Verlag MIR Moskau, Urania-Verlag Leipzig, Jena, Berlin, 1985, S. 38–40.
  10. ↑ M. Ja. Marow: Die Planeten des Sonnensystems. (= Kleine Naturwissenschaftliche Bibliothek. Band 60). Verlag MIR Moskau, BSB B. G. Teubner Verlagsgesellschaft, Leipzig 1987, ISBN 3-322-00316-7, S. 55.
  11. ↑ Hypothetische Planeten – Merkurs Mond, 1974. Abgerufen am 28. September 2014.
  12. ↑ Discoveries Found on Mercury That No-one Expected. Abgerufen am 11. September 2021 (deutsch).
  13. ↑ a b Tilmann Althaus: Neues von Merkur. astronomie-heute.de, 3. Juli 2008, abgerufen am 6. Oktober 2009.
  14. ↑ a b Stefan Deiters: 95 Prozent des Merkur sind fotografiert. astronews, 31. Oktober 2008, abgerufen am 6. Oktober 2009.
  15. ↑ Offizielle Liste der Merkurkrater im USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature (englisch); abgerufen am 28. September 2014.
  16. ↑ Auf Merkur brodeln Vulkane. In: Spiegel online. 4. Juli 2008, abgerufen am 6. Oktober 2009.
  17. ↑ P. K. Byrne, C. Klimczak, A. M. C. ƞengör, S. S. Solomon, T. R. Watters, S. A. Hauck II: Mercury’s global contraction much greater than earlier estimates. In: Nature Geoscience. 2014. doi:10.1038/ngeo2097
  18. ↑ David J. Lawrence u. a.: Evidence for Water Ice Near Mercury's North Pole from MESSENGER Neutron Spectrometer Measurements. In: Science. 339, 2013, S. 292, doi:10.1126/science.1229953.
  19. ↑ Gregory A. Neumann u. a.: Bright and Dark Polar Deposits on Mercury: Evidence for Surface Volatiles. In: Science. 339, 2013, S. 296, doi:10.1126/science.1229764.
  20. ↑ Categories for Naming Features on Planets and Satellites
  21. ↑ Naming Plana on Mercury
  22. ↑ Naming Albedo Features on Mercury
  23. ↑ Rainer Kayser: Merkur besitzt grĂ¶ĂŸeren Eisenkern als gedacht. In: Welt der Physik. 22. MĂ€rz 2012, abgerufen am 12. September 2021.
  24. ↑ David E. Smith, Maria T. Zuber u. a.: Gravity Field and Internal Structure of Mercury from MESSENGER. In: Science. Band 336, Nr. 6078, S. 214–217. doi:10.1126/science.1218809
  25. ↑ Merkur. neunplaneten.de
  26. ↑ jme/dpa: Junges Sonnensystem: Merkur entstand durch einen Streifschuss. In: Spiegel online. 7. Juli 2014, Abgerufen am 10. Juli 2014; weiterfĂŒhrende Informationen In: E. Asphaug, A. Reufer: Mercury and other iron-rich planetary bodies as relics of inefficient accretion. In: Nature Geoscience. 6. Juli 2014.
  27. ↑ Planet Merkur – Eine kleine heiß-kalte Welt. goerlitzer-sternfreunde.de, abgerufen am 7. September 2019.
  28. ↑ Ute Kehse: MerkwĂŒrdiger Merkur. wissenschaft.de, 22. Juni 2011, abgerufen am 7. September 2019.
  29. ↑ http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=21587&lang=de Christensen, U.R.: A deep dynamo generating Mercury's magnetic field in Nature Vol. 444, 1056–1068, 21. Dezember 2006, abgerufen am 4. Jan. 2020
  30. ↑ Merkur birgt einen flĂŒssigen Kern. scienceticker.info, 3. Mai 2007, abgerufen am 6. Oktober 2009.
  31. ↑ a b Dava Sobel: Die Planeten. Berlin Verlag, 2005, ISBN 3-8270-0267-2, S. 36 ff.
  32. ↑ Dava Sobel: Die Planeten. Berlin Verlag, 2005, ISBN 3-8270-0267-2, S. 45–46.
  33. ↑ DLR/NASA: Messenger in der Merkur-Umlaufbahn. In: AstroInfo. 18. MĂ€rz 2011, abgerufen am 18. MĂ€rz 2011.
  34. ↑ Daniel Schiller, GĂŒnther Glatzel: Messenger-Flyby gelungen – aber ohne Daten. Raumfahrer.net, 1. Oktober 2009, abgerufen am 5. Oktober 2009.
  35. ↑ NASA Completes MESSENGER Mission with Expected Impact on Mercury's Surface. (Nicht mehr online verfĂŒgbar.) JHU/APL, 30. April 2015, archiviert vom Original am 3. Mai 2015; abgerufen am 1. Mai 2015 (englisch).
  36. ↑ J. M. Hunt: Planets, Their Powers and Their Titans. Desy, abgerufen am 6. Oktober 2009 (englisch).
  37. ↑ Hörprobe aus Mercury, the Winged Messenger (mp3, 28 sek)
  38. ↑ phantastik-couch.de
  39. ↑ Rezension von Horst Illmer

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