Podstawowe dane astronomiczne
Merkury jest ekstremalną planetą pod wieloma względami. Ze względu na bliskość Słońca - jego średnia odległość na orbicie wynosi 58 milionów km (36 milionów mil) - ma on najkrótszy rok (okres rewolucji wynoszący 88 dni) i odbiera najbardziej intensywne promieniowanie słoneczne ze wszystkich planet. Z promieniem około 2440 km (1516 mil) Merkury jest najmniejszą dużą planetą, mniejszą nawet niż największy księżyc Jowisza, Ganymede lub największy księżyc Saturna, Tytan. Ponadto rtęć jest niezwykle gęsta. Chociaż jego średnia gęstość jest w przybliżeniu gęstością ziemskiej, ma ona mniejszą masę, a zatem jest mniej ściśnięta przez własną grawitację; po skorygowaniu pod kątem samozagęszczenia gęstość Merkurego jest najwyższa na każdej planecie. Prawie dwie trzecie masy Merkurego znajduje się w jego w dużej mierze żelaznym rdzeniu, który rozciąga się od centrum planety do promienia około 2100 km (1300 mil), czyli około 85 procent drogi do jej powierzchni. Skalista zewnętrzna skorupa planety - jej skorupa powierzchniowa i znajdujący się pod nią płaszcz - ma tylko około 300 km (200 mil) grubości.
Wyzwania obserwacyjne
Patrząc z powierzchni Ziemi, Merkury ukrywa się w półmroku i zmierzchu, nigdy nie osiągając więcej niż około 28 ° w odległości kątowej od Słońca. Kolejne wydłużenia zajmują około 116 dni - tzn. Aby Merkury powrócił do tego samego punktu względem Słońca - na porannym lub wieczornym niebie. Nazywa się to okresem synodycznym Merkurego. Jego bliskość do horyzontu oznacza również, że Merkury jest zawsze widziany przez większą część burzliwej atmosfery ziemskiej, która zaciera widok. Nawet nad atmosferą orbitujące obserwatoria, takie jak Kosmiczny Teleskop Hubble'a, są ograniczone przez wysoką czułość swoich instrumentów na wskazywanie tak blisko Słońca, jak byłoby to konieczne do obserwacji Merkurego. Ponieważ orbita Merkurego leży w obrębie Ziemi, czasami przechodzi bezpośrednio między Ziemią a Słońcem. To wydarzenie, w którym planetę można obserwować teleskopowo lub przy pomocy instrumentów kosmicznych jako małą czarną kropkę przecinającą jasny dysk słoneczny, nazywa się tranzytem (patrz zaćmienie) i ma miejsce kilkanaście razy w ciągu stulecia. Kolejny tranzyt rtęci nastąpi w 2019 r.
Rtęć przedstawia również trudności w badaniu za pomocą sondy kosmicznej. Ponieważ planeta znajduje się głęboko w polu grawitacyjnym Słońca, potrzeba dużej ilości energii do ukształtowania trajektorii statku kosmicznego, aby przenieść go z orbity ziemskiej na Merkurego w taki sposób, aby mógł on okrążyć planetę lub wylądować na to. Pierwszy statek kosmiczny, który odwiedził Merkurego, Mariner 10, był na orbicie wokół Słońca, kiedy wykonał trzy krótkie loty planety w latach 1974–75. Opracowując kolejne misje do Merkurego, takie jak statek kosmiczny US Messenger wystrzelony w 2004 r., Inżynierowie lotów kosmicznych obliczyli skomplikowane trasy, korzystając z pomocy grawitacji (patrz loty kosmiczne: loty planetarne) z powtarzających się lotów Wenus i Merkurego w ciągu kilku lat. W projekcie misji Posłańca, po przeprowadzeniu obserwacji z umiarkowanych odległości podczas lotów planetarnych w latach 2008 i 2009, statek kosmiczny wszedł na wydłużoną orbitę wokół Merkurego w celu przeprowadzenia szczegółowych badań w 2011 r. Ponadto ekstremalne ciepło, nie tylko ze Słońca, ale Przebadano także od samego Merkurego, rzucając wyzwanie projektantom statków kosmicznych, aby utrzymywali instrumenty wystarczająco chłodne, aby mogły działać.
Efekty orbitalne i obrotowe
Orbita Merkurego jest najbardziej nachyloną z planet, przechylając się około 7 ° od ekliptyki, płaszczyzny wyznaczonej przez orbitę Ziemi wokół Słońca; jest także najbardziej ekscentryczną lub wydłużoną orbitą planetarną. W wyniku wydłużonej orbity Słońce wydaje się ponad dwa razy jaśniejsze na niebie Merkurego, gdy planeta jest najbliżej Słońca (w peryhelium), na 46 milionach kilometrów (29 milionów mil), niż gdy jest najdalej od Słońca (w aphelium), na prawie 70 mln km (43 mln mil). Okres obrotu planety wynoszący 58,6 ziemskiego dnia w stosunku do gwiazd - tj. Długość jego gwiazdowego dnia - powoduje, że Słońce powoli dryfuje na zachód na niebie Merkurego. Ponieważ Merkury krąży również wokół Słońca, jego okresy rotacji i rewolucji łączą się tak, że Słońce potrzebuje trzech Merkureńskich dni gwiazdowych lub 176 dni ziemskich, aby wykonać pełny obwód - długość swojego dnia słonecznego.
Jak opisano w prawach ruchu planet Keplera, Merkury podróżuje wokół Słońca tak szybko w pobliżu peryhelium, że Słońce wydaje się odwracać kurs na niebie Merkurego, krótko poruszając się na wschód, zanim wznowi swój zachodni ruch. Dwie lokalizacje na równiku Merkurego, w których ta oscylacja zachodzi w południe, nazywane są gorącymi biegunami. Ponieważ nad głową trwa Słońce, preferencyjnie je ogrzewając, temperatury powierzchni mogą przekraczać 700 stopni Kelvina (K; 800 ° F, 430 ° C). Dwie lokalizacje równikowe 90 ° od gorących biegunów, zwane ciepłymi biegunami, nigdy nie stają się tak gorące. Z perspektywy ciepłych biegunów Słońce jest już nisko nad horyzontem i ma zamiar zajść, gdy stanie się najjaśniejsze i wykona krótkie odwrócenie kursu. W pobliżu północnych i południowych biegunów obrotowych Merkurego temperatury gruntu są jeszcze niższe, poniżej 200 K (−100 ° F, −70 ° C), gdy są oświetlone przez pasące się światło słoneczne. Temperatury powierzchni spadają do około 90 K (−300 ° F, −180 ° C) podczas długich nocy Merkurego przed wschodem słońca.
Zakres temperatur Merkurego jest najbardziej ekstremalnym z czterech wewnętrznych, ziemskich planet Układu Słonecznego, ale nocna planeta byłaby jeszcze zimniejsza, gdyby Merkury trzymał jedną twarz wiecznie w kierunku Słońca, a drugą w wiecznej ciemności. Dopóki obserwacje radarowe na Ziemi nie potwierdziły inaczej w latach sześćdziesiątych XX wieku, astronomowie od dawna wierzyli, że tak będzie, co nastąpiłoby, gdyby rotacja Merkurego była synchroniczna - to znaczy, gdyby okres rotacji był taki sam jak okres rewolucji 88-dniowej. Obserwatorzy teleskopowi, ograniczeni do okresowego oglądania Merkurego w warunkach podyktowanych kątową odległością Merkurego od Słońca, zostali wprowadzeni w błąd i doszli do wniosku, że ich widzenie tych samych, ledwo rozpoznawalnych cech na powierzchni Merkurego przy każdej okazji oglądania wskazuje na synchroniczny obrót. Badania radarowe ujawniły, że okres rotacji 58,6-dniowej planety różni się nie tylko od okresu orbitalnego, ale także dokładnie w dwóch trzecich.
Ekscentryczność orbity Merkurego i silne fale słoneczne - deformacje podniesione w ciele planety przez przyciąganie grawitacyjne Słońca - najwyraźniej wyjaśniają, dlaczego planeta obraca się trzy razy na każde dwa razy, gdy krąży wokół Słońca. Prawdopodobnie rtęć obracała się szybciej podczas formowania, ale została spowolniona przez siły pływowe. Zamiast zwolnić do stanu synchronicznej rotacji, tak jak stało się to w przypadku wielu satelitów planetarnych, w tym Księżyca Ziemi, Merkury został uwięziony przy prędkości rotacji 58,6 dnia. W tym tempie Słońce ciągnie wielokrotnie, a szczególnie silnie na indukowane pływowo wybrzuszenia skorupy Merkurego na gorących biegunach. Szanse na zatrzymanie spinu w okresie 58,6 dnia zostały znacznie zwiększone przez tarcie pływowe między płaszczem stałym a stopionym rdzeniem młodej planety.
