Merkur (Planet)

Merkur ist der sonnennächste Planet unseres Sonnensystems. Aufgrund seiner Größe und seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er nicht ganz einfach zu beobachten.

Das Zeichen des Planeten Merkur bezieht sich in stilisierter Form auf die geflügelte Kopfbedeckung des gleichnamigen Götterboten:

Aufbau

Merkur reiht sich rein äußerlich in die Reihe der Planeten klein und unauffällig ein und wirkt für einen erdähnlichen Planeten auf den ersten Blick eher uninteressant. Es stellt sich jedoch heraus, dass die verschiedenen Aspekte seines inneren Aufbaus widersprüchlicher Natur sind, und der Merkur gibt der Forschung eine harte Nuss zu knacken: Äußerlich gleicht er dem planetologisch inaktiven Erdmond, aber sein Inneres entspricht anscheinend viel mehr dem der geologisch dynamischen Erde.

Siehe auch: Planetologie

Atmosphäre

Die Atmosphäre des Merkur wird nur von Physikern als solche bezeichnet. Sie ist dünner als ein labortechnisch erreichbares Vakuum und bietet die gleiche freie Sicht wie die Atmosphäre des Mondes. Die Bestandteile Wasserstoff und Helium stammen sehr wahrscheinlich aus dem Sonnenwind. Der Anteil an Sauerstoff, Natrium und Kalium wurde von ihm vermutlich aus dem Material der Oberfläche freigesetzt. Der Druck der Gashülle beträgt am Boden nur etwa anderthalb Milliardstel Millibar. Aufgrund der großen Hitze und der geringen Anziehungskraft von Merkur entweichen die Gasmoleküle stets bald ins All, deshalb müsste man statt von einer Atmosphäre eigentlich von der Exosphäre reden, der Austauschzone zum interplanetaren Raum. Eine ursprüngliche Atmosphäre als Entgasungsprodukt des Planeteninnern ist dem Merkur demnach längst verloren gegangen; daher gibt es auf ihm auch keine Spuren einer früheren Erosion durch Wind und Wasser. Das Fehlen einer richtigen Gashülle, welche für einen gewissen Ausgleich der Oberflächentemperaturen sorgen würde, bedingt in dieser Sonnennähe besonders extreme Temperaturschwankungen zwischen der Tag- und der Nachtseite. Die Temperatur auf der Sonnenseite steigt bis auf 427 °C und fällt während der Nacht bis auf –173 °C.

Siehe auch: Planetenatmosphären

Oberfläche

Bis heute sind lediglich etwa 45 Prozent der Oberfläche des Merkur kartiert. Wegen der schwierigen Erreichbarkeit auf der sonnennahen Umlaufbahn und der damit verbundenen Gefahr durch den intensiveren Sonnenwind, hat bislang erst eine Raumsonde, Mariner 10, den Planeten besucht. Die mondähnliche, von Kratern durchsetzte Oberfläche aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflektiert das Sonnenlicht nur schwach. Die mittlere sphärische Albedo beträgt 0,06; das heißt, die Oberfläche streut im Durchschnitt 6 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichtes zurück. Damit ist der Merkur im Mittel noch etwas dunkler als der Mond (0,07).

Die Oberfläche des Merkur ist mit Kratern übersät; die Verteilung der Einschlagstrukturen ist somit ziemlich gleichmäßig. Mit ein Grund für die hohe Kraterdichte ist die äußerst dünne Atmosphäre, die das Eindringen von Meteoroiden gestattet, ohne dass sie dabei großteils verglühen. Die große Anzahl der Krater je Fläche – ein Maß für das Alter der Kruste – spricht für eine sehr alte, das heißt seit der Bildung und Verfestigung des Merkur von vor etwa 4,5 bis vor ungefähr 4 Mrd. Jahren sonst wenig veränderte Oberfläche. Anhand der zerstörerischen Beeinträchtigung der Oberflächenstrukturen untereinander ist, wie auch bei Mond und Mars, eine Rekonstruktion der zeitlichen Reihenfolge der prägenden Ereignisse möglich. Es gibt auf der abgelichteten Seite des Planeten keine Anzeichen für Plattentektonik, aktiven Vulkanismus oder andere heute noch andauernde endogene Prozesse.

Nördlich des Äquators liegt Caloris Planitia, ein riesiges, wahrscheinlich kreisförmiges, aber ziemlich flaches Becken mit einem errechneten Durchmesser von etwa 1.340 km. Es ist damit das größte Gebilde auf der bekannten Seite von Merkur und wurde vermutlich von einem über 100 km großen Einschlagkörper erzeugt. Der Impakt war so heftig, dass durch die seismischen Schwingungen um den Ort des Einschlags mehrere konzentrische Ringwälle aufgeworfen wurden und aus dem Innern des Planeten Lava austrat. Das Innere des Beckens ist von dem Magma aus der Tiefe anscheinend aufgefüllt worden, ähnlich wie die Marebecken des Mondes. Den Boden des Beckens prägen viele konzentrische Furchen und Grate, die an eine Zielscheibe erinnern und ihm Ähnlichkeit mit dem annähernd 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 unregelmäßigen Kettengebirge, dessen Gipfelhöhen lediglich etwa 1 km erreichen. Auch andere flache Tiefebenen ähneln den Maria des Mondes. Mare (Mehrzahl: Maria, deutsch 'Meere') ist in der Selenologie – der "Geologie" des Erdtrabanten – die lateinische Gattungsbezeichnung für die glatten und dunklen Basaltflächen, die zahlreiche Krater und Becken des Mondes infolge von aus Bodenspalten emporgestiegener und erstarrter Lava ausfüllen. Die glatten Ebenen des Merkur 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 für Tiefebene.

Zwei Formationen findet man ausschließlich auf der Merkuroberfläche:

Erstens ein eigentümlich chaotisch wirkendes Gelände unregelmäßig geformter, bis etwa 1 km hoher Hügel, das von Tälern zerschnitten ist, befindet sich dem Caloris-Becken genau gegenüber. Als Ursache wird eine Fokussierung der seismischen Schwingungen des großen Einschlages angenommen, durch die das ursprüngliche Relief des Antipodengebietes zerstört wurde. Das betroffene Gebiet ist etwa fünf mal so groß wie Deutschland und ist demnach mindestens von gleicher Größe wie das nur zu rund einem Drittel erkundete Caloris-Becken.

Zweitens bis mehrere hundert Kilometer lange und bis zu 2 km hohe, gelappte Böschungen, die damit die größten Höhenunterschiede auf dem Merkur aufweisen. Diese Strukturen ähnlich einer Verwerfung haben die Gattungsbezeichnung Rupes (lat. Böschung, Steilwand) mit den Individualnamen nach Schiffen von Entdeckern und wissenschaftlichen Expeditionen bekommen. Sie ziehen sich in sanften Windungen quer durch Ebenen und Krater. Die durch sie in der Höhe versetzten Kraterteile sind auch horizontal gegeneinander verschoben. Es handelt sich um Überschiebungen der Kruste, die vermutlich durch ein Schrumpfen des gesamten Planeten entstanden sind. Der in der Planetengeologie profilierte amerikanische Geologe Robert G. Strom hat die Schrumpfung der Merkuroberfläche auf etwa 100.000 km² abgeschätzt. Das entspricht einer Verringerung des Planetenradius um bis zu etwa 2 km. Als Ursache der Kontraktion wird die Abkühlung des Planeten im Anschluss an eine heiße Phase seiner Entstehung gesehen, in der er ähnlich wie die Erde und der Mond von vielen großen Asteroideneinschlägen bis zur Glutflüssigkeit aufgeheizt worden sein soll. Dieses schwere Bombardement nahm demnach erst vor zirka 3,8 Mrd. Jahren ein Ende. Einige der gelappten Böschungen sind offenbar durch ein ziemlich starkes Bombardement teilweise zerstört. Das bedeutet, dass sie früher entstanden sind als die dadurch entstandenen Krater. Nach dem Grad der Erosion dieser Krater durch viele kleinere, nachfolgende Meteoriteneinschläge wird die Schrumpfung der Kruste vor ungefähr 4 Jahren angenommen, also während der Entstehung der mareähnlichen Ebenen.

Laut einer alternativen Hypothese sind die tektonischen Aktivitäten während der Kontraktionsphase auf die Gezeitenkräfte der Sonne zurückzuführen, durch deren Einfluss die Eigendrehung des Merkur von einer ungebundenen, schnellen Geschwindigkeit auf die heutige Rotationsperiode heruntergebremst wurde. Dafür spricht, dass sich diese Strukturen wie auch eine ganze Reihe von Rinnen und Bergrücken mehr in meridionale als in Ost-West-Richtung erstrecken.

Nach der Kontraktion und der dementsprechenden Verfestigung des Planeten entstanden kleine Risse auf der Oberfläche, die sich mit anderen Strukturen, wie Kratern und den flachen Tiefebenen überlagerten, – ein klares Indiz dafür, dass die Risse im Vergleich zuden anderen Strukturen jüngeren Ursprungs sind. Die Zeit des Vulkanismus auf dem Merkur endete, als die Kompression der Hülle sich so einstellte, dass dadurch die Ausgänge der Lava an der Oberfläche verschlossen wurden. Vermutlich passierte das während einer Periode, die man zwischen die ersten 700 bis 800 Millonen Jahre der Geschichte des Merkur einordnet. Seither gab es nur noch vereinzelte Einschläge von Kometen und Asteroiden.

Eine weitere Besonderheit gegenüber dem Relief des Mondes sind auf dem Merkur die sogenannten Zwischenkraterebenen. Im Unterschied zu der auch mit großen Kratern gesättigten Oberfläche des Mondes kommen auf dem Merkur zwischen den größeren Kratern auch relativ glatte Ebenen mit Hochlandcharakter vor, die nur von kleinen Kratern geprägt sind. Manche Forscher sehen darin die ursprüngliche, verhältnismäßig unveränderte Merkuroberfläche. Andere glauben an einen sehr frühen und großräumigen Vulkanismus, der die Regionen einst geglättet hat. Es gibt Anzeichen dafür, dass sich in diesen Ebenen noch die Reste größere und auch vieler doppelter Ringwälle gleich solchen des Mondes noch schwach abzeichnen.

Wie auch beim Mond zeigen die Krater des Merkur ein weiteres Charakteristikum, das für eine Einschlagstruktur als typisch gilt: Das hinausgeschleuderte und zurückgefallene Material, das sich um den Krater herum anhäuft; 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 Merkur machte man mit den Radioteleskopen Arecibo und Goldstone und mithilfe des Very Large Array (VLA) des nationalen Radioobservatoriums der Vereinigten Staaten.

Siehe auch: Astrogeologie

Möglichkeit von Eis

Für die Polregionen von Merkur lassen die Ergebnisse von Radaruntersuchungen die Möglichkeit zu, dass dort kleine Mengen von Wassereis existieren könnten. Da Merkurs Rotationsachse senkrecht auf der Bahnebene steht, liegt das Innere einiger polnaher Krater stets im Schatten. In diesen Gebieten ewiger Nacht sind dauerhafte Temperaturen von –160 °C möglich. Solche Bedingungen können Eis konservieren, das durch eingeschlagene Kometen eingebracht wurde. Die hohen Radar-Reflexionen können jedoch auch durch Metallsulfide oder andere Materialien verursacht werden.
Solche Spekulationen über Wasservorkommen hat es auch schon hinsichtlich spektraler Spuren von Wasserstoff in Kratern nahe des Südpols des Mondes gegeben. Als dort die Mondsonde Lunar Prospector gezielt zum Aufschlag gebracht wurde, konnte in der aufgewirbelten Wolke jedoch keine Spur von Wassereis nachgewiesen werden.

Indizien im Detail

Datei:Mercury Global Wiev detailed.jpg

Karte des Merkur

Die Radiowellen, die vom Goldstone-Radioteleskops des NASA Deep Space Network ausgesandt wurden, hatten eine Leistung von 450 Kilowatt bei 8,51 GHz; 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 Merkur 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 Oberfläche des Merkur 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.

Der Gedannke, dass sich auf der Oberfläche des Merkur Eis befinden könnte, erscheint etwas weit hergeholt, wenn man sich die Nähe des Merkurs zur Sonne und Temperaturen von um 430 °C am Tag und um –180 °C in der Nacht vor Augen hält. Ohne Zweifel führt das Eis aber zu einer erhöhten Helligkeit auf den Radarbildern und die reflektierten Wellen sind sehr depolarisiert. Auf der anderen Seite zeigt das Silikatgestein, das den größten Anteil der Oberfläche ausmacht, ein Verhalten, das sich vom Eis sehr stark unterscheidet.

Andere Untersuchungen, die diese Möglichkeit unterstützen, zeigen, dass die Untersuchungen der zur Erde zurückgeworfenen Strahlen, den Schluss zulässt, dass die Form dieser Zonen kreisförmig sein muss und dass es sich deshalb um tiefe Krater handeln könnte. Diese Krater müssten allerdings so tief sein, dass Reflexionen ausgeschlossen wären.

Am Südpol des Merkur scheint sich die Anwesenheit eine Zone hoher Reflexion mit einer Anwesenheit des Kraters Chao Mang-Fu und den kleinen Gebieten zu decken, deren Krater ebenfalls bereits 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 erklären lassen.

Die Reflexionen der Radarwellen, die das Eis auf der Oberfläche des Merkur erzeugt, sind geringer als die Reflexionen, die sich mit reinem Eis erzeugen ließen; eventuell liegt es am Vorhandensein von Staub, der die Oberfläche des Kraters nicht vollkommen überdeckt.

Mögliche Herkunft

Die Existenz von Kratern, die ständig Schatten werfen, ist keine spezifische Eigenschaft des Merkur: Auf der Südhalbkugel unseres Mondes hat man den größten Krater des Sonnensystems gefunden, das Südpol-Aitken-Becken. Es hat einen Durchmesser von etwa 2.500 km und reicht vom Südpol des Mondes bis zum Krater Aitken. Seine Tiefe beträgt bis zu 13 km. Es ist von vielen anderen Kratern überprägt worden und besitzt keinen ausgeprägten Rand. In den polnahen Kratern könnte die Möglichkeit besteht, dass sich dort Eis befindet. Dieses Eis auf unserem Mond stammt aus externen Quellen, genau wie das auf dem Merkur. Im Fall des Mondes glaubt man, dass das Eis von Kometen stammen könnte, während das Eis auf dem Merkur wohl von Meteoriten stammt. Wenn man die Existenz von Eis auf einigen Meteoriten in Betracht zieht, könnten diese Meteoriten das Eis in die Krater gebracht haben, das seit Millionen und Milliarden von Jahren dort gelagert wird.

Eine andere These, die bisher nicht bestätigt werden konnte besagt, dass der Merkur einen wichtigen Fluß von Wasser aus seinem Innern erzeugt. Man hat weder die Existenz eines solchen Mechanismus, der den Verlust von Wasser an der Oberfläche zur Folge hat, noch die Fotodissosiation, die Erosion, die durch den Sonnenwind und Mikrometeoriten hervorgerufen wird, untersucht.

Das Verhalten von Eis auf anderen Himmelskörpern hat so seine Tücken; vor allem die hohen Temperaturen an der Oberfläche des Merkur um die 420°C, berechnet für das Vakuum (die Atmosphäre ist kaum wahrnehmbar) und die Sonnenstrahlen legen nahe, dass das Eis schmelzen und in den Weltraum entweichen könnte.

Man glaubt, dass es sich mit dem Eis auf dem Merkur anders verhält, weil das Vorkommen von Eis in höheren Breiten dafür sorgt, dass die Temperatur sinkt: Zwischen den Kratern, wo das Sonnenlicht nicht hinfällt, sinken die Teperaturen herunter bis auf –171°C und in den polaren Tiefebenen steigt die Temperatur nie über –106°C an.

Das Vorhandensein von Eis auf dem Merkur ist immer noch nicht vollständig bewiesen. Es handelt sich einfach um eine Spekulation, hervorgerufen durch die Beobachtungen von Zonen hoher Radar-Reflexionen und der Tatsache, dass diese Zonen sich mit Kratern an den Polen decken. Es muss klar sein, dass diese Reflexionen ohne Zweifel auch durch Metallsulfide hervorgerufen werden können oder von anderen Materialien, die ähnliche Reflexionen verusachen.

Innerer Aufbau: Kern, Mantel und Kruste

Merkur ist ein Gesteinsplanet wie die Venus, die Erde und der Mars. Unter diesem substanziellen Gesichtspunkt können auch der Erdmond und die Jupitermonde Io und Europa dazugezählt werden. In der klassischen Reihe der Planeten ist Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Sein Durchmesser beträgt nur knapp 40 Prozent des Erddurchmessers. Er ist sogar kleiner als der Jupitermond Ganymed und der Saturnmond Titan, – dafür aber jeweils mehr als doppelt so massereich wie diese sehr eisreichen Trabanten. Der äußerste Planet Pluto – ebenfalls eisreich – ist noch weit kleiner als der Merkur. Den Pluto betrachten aber immer mehr Astronomen nicht mehr als den kleinsten Planeten, sondern auch aufgrund seiner eher irregulären Bahneigenschaften als das größte Objekt des Kuipergürtels. Im Rahmen einer Planetendefinition mit der Bedingung der Vorherrschaft auf einer regulären Umlaufbahn ist Merkur der kleinste, aber auch der kompakteste Planet.

Das Innere des Merkur wird anscheinend von einem sehr großen Eisen-Nickel-Kern beherrscht, der zu 65 % aus Eisen besteht und drei Viertel des Planetendurchmessers einnimmt. Mit einem Durchmesser von etwa 3.600 km ist er demnach größer als der Erdmond und bedingt die sehr hohe mittlere Dichte des Planeten . Die mittlere Dichte der Gesamtzusammensetzung des Merkur ist im Prinzip sogar noch größer als die der Erde, denn der Erdkörper übertrifft den Merkur darin nur durch die zusätzliche Kompressionswirkung seiner Schwerkraft. Der im Verhältnis entsprechend geringer ausfallenden Mantel des Merkur mit einer Dicke von wahrscheinlich rund 600 km wird demgemäß von einer nur einige 10 km dünnen Kruste umhüllt . Die äußeren Schalen dürften – ebenfalls wie bei der Erde – aus Silikaten bestehen.

Ursache des hohen Eisengehalts

Merkurs relativer Gehalt an Eisen ist größer als der jedes anderen großen Objektes im Sonnensystem. Als Erklärung werden verschiedene Annahmen ins Feld geführt, die alle von einem ehemals ausgeglichenerem Schalenaufbau und einem entsprechend dickerem, metallarmen Mantel ausgehen:

So geht eine Theorie davon aus, dass Merkur ursprünglich ein Metall-Silikat-Verhältnis ähnlich dem der Chondrite, der meistverbreiteten Klasse von Meteoriten im Sonnensystem, aufwies. Seine Ausgangsmasse müsste demnach etwa das 2,25fache seiner heutigen Masse gewesen sein. In der Frühzeit des Sonnensystems wurde Merkur jedoch – so wird gemutmaßt – von einem Planetesimale von zirka einem Sechstel dieser Masse getroffen. Ein Aufschlag dieser Größenordnung hätte einen Großteil der Planetenkruste und des Mantels weggerissen und lediglich den metallreichen Kern übrig gelassen. Eine ähnliche Erklärung wurde übrigens zur Entstehung des Erdmondes im Rahmen der Kollisionstheorie vorgeschlagen.

Eine alternative Theorie schlägt vor, dass Merkur sehr früh 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 Merkur Temperaturen zwischen 2.500 und 3.500 K (Kelvin), möglicherweise sogar bis zu 10.000 K geherrscht haben. Ein Teil seiner Materie wäre bei diesen Temperaturen einfach verdampft und hätte eine Atmosphäre gebildet, die im Laufe der Zeit vom Sonnenwind fortgerissen worden sei.

Eine dritte Theorie argumentiert ähnlich und geht von einer langanhaltenden Erosion der äußeren Schichten des Planeten durch den Sonnenwind aus.

Siehe auch: Schalenaufbau der erdähnlichen Planeten

Magnetosphäre

Trotz seiner langsamen Rotation besitzt Merkur eine relativ ausgeprägte Magnetosphäre. Er ist damit neben der Erde der einzige weitere Gesteinsplanet, der ein globales Magnetfeld aufweist. Es hat mit 300 nT ungefähr ein Prozent der Stärke des Erdmagnetfeldes und ist der Rotationsachse annähernd parallel. Möglicherweise wird Merkurs Dipolfeld ganz ähnlich durch den Dynamo-Effekt zirkulierender Schmelzen im Metallkern erzeugt. Da der Merkur aber seit seiner Entstehung aufgrund der geringen Größe schon längst zu stark abgekühlt sein dürfte, um in seinem Kern ein Eisen-Nickel-Gemisch noch flüssig halten zu können, wäre es auch möglich, dass sich z.B. durch Mischungen mit Schwefel eine eutektische Legierung mit niedrigerem Schmelzpunkt bilden konnte. Eine andere Hypothese erklärt die Existenz des Magnetfeldes als Überbleibsel eines früheren, mittlerweile aber erloschenen Dynamo-Effektes; es wäre dann das Ergebnis erstarrter Ferromagnetite.

Siehe auch: Magnetismus

Umlaufbahn und Rotation

Abstandverhältnisse der inneren Planeten zur Sonne
Abstandverhältnis Erde/Mond, Venus, Merkur, Sonne. Die Größe der Sonne ist hierbei maßstabsgetreu.
Erde/Mond	Venus	Merkur	Sonne (maßstabsgetreu)

Als sonnenächster Planet hat Merkur nicht nur den geringsten Abstand zu unserem Zentralgestirn, sondern mit etwa 88 Tagen auch die kürzeste Umlaufzeit. Zudem ist die Umlaufbahn des Merkur vergleichsweise stark elliptisch, – die numerischen Exzentrizität seiner Bahn wird mit 0,206 nur noch vom weit entfernten Pluto übertroffen. Ebenso ist die Neigung seiner Bahnebene gegen die Erdbahnebene mit über sieben Grad höher – wiederum mit Ausnahme des kleinen Pluto – als die Bahnneigung aller anderen Planeten.

Periheldrehung

Datei:250px-Mercur orbit periheldrehung.png

Drehung des Merkur-Perihels. Die Exzentrizität der Bahn und die Rate der Präzession sind stark übertrieben.

Durch den direkten gravitativen Einfluss der anderen Planeten, aber auch durch ihren Einfluss einer Ablenkung der Sonne an dem gemeinsamen Schwerpunkt des Gesamtsystems führt die große Bahnachse eine langsame rechtläufige Drehung in der Bahnebene aus. Auch der Merkur durchläuft also streng genommen keine Ellipsen- sondern eine Rosettenbahn. In der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts waren die Astronomen in der Lage diese Veränderungen, insbesondere die Lage des Merkur-Perihels, mit großer Genauigkeit zu messen. Urbain Le Verrier, der damalige Direktor des Pariser Observatoriums, bemerkte, dass die Präzession (Drehung) des Perihels für Merkur 5,74" (Bogensekunden) pro Jahr beträgt. Dieser Wert konnte allerdings nicht völlig mit der klassischen Mechanik von Isaac Newton erklärt werden. Laut der Newtonschen Himmelsmechanik ist der gemessene Wert um 0,43" pro Jahr zu groß und dürfte in 100 Jahren nur 532,08" betragen. Darum vermutete man neben einer entsprechenden Abplattung der Sonne zunächst einen Asteroidengürtel zwischen Merkur und der Sonne oder einen weiteren Planeten, der für diese Störungen verantwortlich sein sollte. Obwohl man sogar schon einen Namen für diesen vermeintlichen Planeten gewählt hatte (Vulkan), konnte trotz intensiver Suche kein Objekt innerhalb der Merkurbahn gefunden werden. Da ein Objekt innerhalb der Merkurbahn allerdings durch den entsprechend kleinen Abstand zur Sonne leicht von dieser überstrahlt werden kann, stieß das Problem nur auf mäßiges Interesse, bis Albert Einstein mit seiner Allgemeinen Relativitätstheorie eine Erklärung für die kleinen Unterschiede zwischen Theorie und Beobachtung erbrachte. Der relativistisch berechnete Überschuss von 43,03" je Jahrhundert stimmt gut mit dem beobachteten von 43,11" überein. Für eine komplette Periheldrehung um 360° benötigt Merkur rund 225.000 Jahre. Je einzelnen Umlauf beträgt die Verschiebung 0,1039" bzw. 29 km.

Dieser Erfolg der Allgemeinen Relativitätstheorie gilt als einer ihrer Hauptstützen. Er wurde mitunter sogar als ein Paradebeispiel für die Widerlegung (Falsifikation) einer alten Theorie angesehen. Die Periheldrehung konnte jedoch prinzipiell auch mit der Newtonschen Himmelsmechanik erklärt werden, nur nicht mit einer so hohen Genauigkeit.

Siehe auch: Gravitation

Gebrochen gebundene Rotation

Radarbeobachtungen zeigten 1975, dass der Planet nicht, wie ursprünglich angenommen, eine einfache gebundene Rotation besitzt, d. h. der Sonne immer dieselbe Seite zuwendet (so, wie der Erdmond uns auf der Erde immer dieselbe Seite zeigt). Vielmehr dreht er sich während zweier Umläufe exakt dreimal um seine eigene Achse. Seine Rotationsdauer beträgt zwar 58,646 Tage, aber aufgrund der 2:3-Kopplung an die schnelle Umlaufbewegung mit demselben Drehsinn entspricht der Abstand zwischen zwei Sonnenaufgängen an einem beliebigen Punkt auf dem Planeten mit 175,938 Tagen auch genau dem Zeitraum von zwei Sonnenumläufen. Nach einem weiteren Umlauf geht die Sonne dementsprechend am Antipodenort auf. Durchläuft der Merkur den sonnennächsten Punkt seiner ziemlich stark exzentrischen Bahn, den Perihel, steht das Zentralgestirn zum Beispiel immer abwechselnd über dem Calorisbecken am 180. Längengrad bzw. über dessen chaotischem Antipodengebiet am Nullmeridian im Zenit. Zur Erklärung dieser gebrochen gebundenen Rotation wird unter Caloris Planitia (der „heißen“ Tiefebene) eine Massekonzentration ähnlich den so genannten Mascons der großen, annähernd kreisförmigen Maria des Erdmondes angenommen, an der die Gezeitenkräfte der Sonne die vermutlich einst schnellere Eigendrehung des Merkur zu dieser ungewöhnlichen Resonanz heruntergebremst haben. Im Perihelbereich, während der höchsten Bahngeschwindigkeit von Merkur, entspricht seine Rotationsgeschwindigkeit einer normalen gebundenen Rotation.

Merkur hat keinen Mond. Aber aufgrund der langsamen Rotation und der großen Exzentrizität der Umlaufbahn sowie in Hinsicht der erdmondähnlichen Oberflächengestaltung in der analogen Form von zwei auffallend unterschiedlichen Hemisphären gibt es die Hypothese, dass Merkur selbst einmal ein Trabant war, welcher der Venus entwichen ist. Mit dieser Annahme ließe sich erklären, warum diese beiden Planeten als einzige im Sonnensystem mondlos sind.

Siehe auch: Liste der Monde

Erforschung

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 sichtbar war und Hermes, wenn er am Abendhimmel sichtbar war.

Die griechischen Astronomen wussten allerdings, dass es sich um den selben Himmelkörper handelte. Heraklit glaubte sogar, dass Merkur und Venus die Sonne und nicht die Erde umkreisen. Die Römer benannten ihn wegen seiner schnellen Bewegung am Himmel nach dem geflügelten Götterboten Merkur.

Erdgebundene Erforschung

Nach der Erfindung des Fernrohrs entdeckte Jiovanni Zupi im Jahre 1639, dass der Merkur Phasen zeigt wie der Mond, und bewies damit seinen Umlauf um die Sonne.

Die ersten, nur sehr vagen Merkurkarten wurden von Johann Hieronymus Schroeter skizziert. Die ersten detaillierteren Karten wurden im späten 19. Jahrhundert, etwa 1881 von Giovanni Schiaparelli und danach von Percival Lowell angefertigt. Lowell meinte, ähnlich wie Schiaparelli bei seinen Marsbeobachtungen, auf dem Merkur Kanäle erkennen zu können. Besser, wenn auch immer noch sehr ungenau war die Merkurkarte von Eugenios Antoniadi aus dem Jahr 1934. Für seine Nomenklatur der Albedomerkmale bezog er sich auf die Hermes-Mythologie. Audouin Dollfus hat sie für seine genauere Karte von 1972 großteils übernommen. Für heutige Merkurkarten auf der Grundlage der Naherkundung hat die IAU diese Nomenklatur gebilligt. Für die topografischen Strukturen wurde ein anderes Schema gewählt. So bekamen die den Maria des Mondes ähnlichen Tiefebenen den Namen des Gottes Merkur in verschiedenen Sprachen. Die Krater des Merkur wurden hauptsächlich nach Komponisten, Dichtern, Malern und anderen Künstlern benannt.

Im Koordinatensystem des Merkur werden die Längengrade 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 Süden negativ gezählt.

Siehe auch: Geschichte der Astronomie

Erforschung mit Raumsonden

Merkur gehört zu den am wenigsten erforschten Planeten des Sonnensystems. Dies liegt vor allem an den für Raumsonden sehr unwirtlichen Bedingungen in der Nähe der Sonne, wie der hohen Temperatur und intensiven Strahlung, sowie an zahlreichen technischen Schwierigkeiten, die bei einem Flug zum Merkur in Kauf genommen werden müssen. Selbst von einem Erdorbit aus sind die Beobachtungsbedingungen zu ungünstig, um ihn mit Teleskopen weiter zu kartieren. Der Spiegel des Hubble-Weltraumteleskops müsste durch die Teilchen des Sonnenwindes großen Schaden nehmen, wenn man ihn auf einen dermaßen sonnennahen Bereich ausrichten würde. Jedoch kurz vor der Außerdienststellung von Hubble, bevor es kontrolliert zum Absturz und in der Erdatmosphäre zum Verglühen gebracht wird, wäre das als letzte Aufgabe bis zum Erblinden des Spiegels völlig vertretbar. Die Bildauflösung würde immerhin 37 km pro Bildpunkt betragen

Der Merkur umkreist die Sonne drei mal so nah wie die Erde, so dass eine Raumsonde über 91 Millionen Kilometer in das Gravitationspotenzialtopf der Sonne fliegen muss, um den Planeten zu erreichen. Von einem stationären Startpunkt würde die Raumsonde keine Energie brauchen, um in Richtung Sonne zu fallen. Da der Start aber von der Erde erfolgt, die sich bereits mit einer Orbitalgeschwindigkeit von 30 km/s um die Sonne bewegt, verhindert der hohe Drehimpuls der Sonde eine Bewegung Richtung Sonne. Daher muss die Raumsonde eine beträchtliche Geschwindigkeitsänderung aufbringen, um in eine Hohmannbahn einzutreten, die in die Nähe des Merkurs führt.

Zusätzlich führt die Abnahme der potenziellen Energie der Raumsonde bei einem Flug in das Gravitationspotentialtopf der Sonne zur Erhöhung ihrer kinetischen Energie, die sich in einer Erhöhung der Fluggeschwindigkeit wiederspiegelt. Wenn man dies nicht korrigiert, ist die Sonde beim Erreichen des Merkur bereits so schnell, dass ein sicherer Eintritt in den Merkurorbit oder gar eine Landung erheblich erschwert wird. Für einen Vorbeiflug ist die hohe Fluggeschwindigkeit allerdings von geringerer Bedeutung. Ein weiteres Hindernis ist das Fehlen einer Atmosphäre, dies macht es unmöglich treibstoffsparende Aerobraking-Manöver zum Erreichen des gewünschten Orbits um den Planeten einzusetzen. Stattdessen muss der gesamte Bremsimpuls für einen Eintritt in den Merkurorbit durch bordeigene Triebwerke und mitgeführten Treibstoff aufgebracht werden.

Aufgrund dieser Einschränkungen gab es bisher mit Mariner 10 eine eizige Raumsonde, die den Merkur je erreicht hat. Eine weitere Sonde, MESSENGER, ist derzeit auf dem Weg zum Planeten, und noch eine, BepiColombo, befindet sich in Planung.

Mariner 10

Merkur wurde nur von einer einzigen Raumsonde, Mariner 10, besucht, die von 1974 bis 1975 dreimal an ihm vorbei flog: Am 29. März 1974 in einer Entfernung von 705 km, 21. September 1974 in einer Entfernung von 50.000 km und am 16. März 1975 in einer Entfernung von 327 km. Da sie ihn auf ihrer Sonnenbahn alle zwei Merkurjahre passiert hat – an ihrem sonnennächsten Bahnpunkt in der Nähe seines sonnenfernsten Ortes –, kam jedes mal die selbe Hemisphäre bei gleicher Beleuchtung ins Bild. Dadurch hat sich die oben beschriebene Kopplung von Merkurs Rotation an seine Umlaufbahn bewiesen, aber es konnten nur 45 Prozent seiner Oberfläche kartiert werden. Zusätzlich wurde Merkur im infraroten und im UV-Licht untersucht und es wurden Messungen des Magnetfeldes sowie der geladenen Partikel vorgenommen.

MESSENGER

Eine weitere Raumsonde der NASA, MESSENGER, startete am 3. August 2004 und soll den Merkur 2011 erreichen, um ihn erstmals vollständig zu kartografieren. MESSENGER wird als erste Raumsonde in einen Merkur-Orbit einschwenken und den Planeten mit seinen zahlreichen Instrumenten eingehend studieren. Um sein Ziel zu erreichen, fliegt MESSENGER eine sehr komplexen Route, die ihn erstmal zurück zur Erde, dann zwei Mal an der Venus sowie drei Mal am Merkur vorbei führt. Der erste Vorbeiflug am Merkur soll im Januar 2008 stattfinden, die gesamte Reise nimmt etwa 6,5 Jahre in Aspruch. Die Missionsdauer im Merkurorbit ist auf ein Jahr festgelegt.

BepiColombo

Datei:BepiColombo.jpg

Grafische Darstellung von BepiColombo

Auch die europäische Raumfahrtorganisation ESA möchte sich gemeinsam mit der japanischen Raumfahrtbehörde JAXA mit der Sonde BepiColombo an der Erforschung des sonnennächsten Planeten beteiligen. BepiColombo soll aus zwei getrennten Sonden – einem planetaren Fernerkundungsorbiter in einem 400 × 1.500 km polaren Orbit sowie einem Magnetosphärenorbiter in einem 400 × 12.000 km polaren Orbit – bestehen und sich der Untersuchung des Magnetfeldes sowie der geologischen Zusammensetzung und Geschichte des Merkur widmen. Der Start der Sonde ist derzeit für 2012 geplant, die Reise zum Merkur mit Hilfe von Ionentriebwerken und Vorbeiflügen an inneren Planeten soll vier Jahre und zwei Monate dauern. Am Ziel angekommen, wird die Sonde sich Temperaturen von bis zu 250 °C aussetzen und soll mindestens ein Jahr lang wissenschaftliche Ergebnisse liefern.

Siehe auch: Liste der unbemannten Raumfahrtmissionen, ... nach Missionszielen geordnet, ... nach Ländern geordnet, Geschichte der Raumfahrt

Beobachtung

Merkur kann sich als innerster Planet des Sonnensystems nur bis zu einem Winkel von maximal 28 Grad von der Sonne entfernen und ist daher schwierig zu beobachten. Er kann in der Abend- oder Morgendämmerung als orangefarbener Stern 1. bis –1. Größe in der Nähe des Horizonts mit bloßem Auge wahrgenommen werden.

Durch die Horizontnähe wird seine Beobachtung mit Teleskopen sehr erschwert, da sein Licht eine größere Strecke durch die Erdatmosphäre zurücklegen muss und durch Turbulenzen und Lichtbrechung und Absorption gestört wird. Der Planet erscheint meist als verwaschenes, halbmondförmiges Scheibchen im Teleskop. Auch mit leistungsfähigen Teleskopen sind kaum markante Merkmale auf seiner Oberfläche auszumachen.

Da die Merkurbahn stark elliptisch ist, schwanken die Werte seiner größten Elongation zwischen 18 und 28 Grad.

Bei der Beobachtung des Merkur sind – bei gleicher geografischer nördlicher oder südlicher Breite – die Beobachter der Nordhalbkugel im Nachteil, denn die Merkur-Elongationen mit den größten Werten finden zu Zeiten statt, bei denen für einen Beobachter auf der Nordhalbkugel die Ekliptik flach über dem Horizont verläuft und Merkur in der hellen Dämmerung 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 Frühling.

In großer Höhe über dem Horizont kann Merkur mit bloßem Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden.

Datei:Merkurdurchgang3Mai03.jpg

Merkurdurchgang
am 07. Mai 2003

Aufgrund der Bahneigenschaften von Merkur und Erde wiederholen sich alle 13 Jahre ähnliche Merkursichtbarkeiten. In diesem Zeitraum finden im Allgemeinen auch zwei so genannte Transits oder Durchgänge statt, bei denen der Merkur von der Erde aus gesehen direkt vor der Sonnenscheibe als schwarzes Scheibchen zu sehen ist. Ein solcher Transit des Merkur ist sichtbar, wenn er bei der unteren Konjunktion, – während er die Erde beim Umlauf um die Sonne auf seiner Innenbahn überholt – in der Nähe 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, bzw. am 11. November von der Erde gesehen vor der Sonne stehen. Der nächste Merkurdurchgang findet am 8. November 2006 statt, wird allerdings nur vom pazifischen Raum aus zu beobachten sein, da er in Europa zur Nachtzeit stattfinden wird. Der darauf folgende Durchgang wird dann am 9. Mai 2016 stattfinden, also fast genau 13 Jahre nach dem Merkurdurchgang im Jahre 2003 auf obigem Foto.

Siehe auch: Visuelle Astronomie, Venus-Transit

Sichtbarkeiten bis 2007

Hauptartikel: Liste der Merkurpositionen bis 2020

In der folgenden Tabelle sind die speziellen Positionen des Merkur bis zum Jahr 2007 angegeben. Elongationen mit einer Möglichkeit zur freiäugigen Sichtbarkeit in Europa sind farblich unterlegt (östliche Elongation bietet Abendsichtbarkeit, westliche Elongation Morgensichtbarkeit).

Größte östliche Elongation	Stationär, wird rückläufig	Untere Konjunktion	Stationär, wird rechtläufig	Größte westliche Elongation	Obere Konjunktion
9. Juli 2005 - 26.2°	22. Juli 2005	5. August 2005	15. August 2005	23. August 2005 - 18.4°	18. September 2005
3. November 2005 - 23.5°	14. November 2005	24. November 2005	4. Dezember 2005	12. Dezember 2005 - 21.1°	26. Januar 2006
24. Februar 2006 - 18.1°	2. März 2006	12. März 2006	24. März 2006	8. April 2006 - 27.8°	18. Mai 2006
20. Juni 2006 - 24.9°	4. Juli 2006	18. Juli 2006	28. Juli 2006	7. August 2006 - 19.2°	18. Mai 2006
17. Oktober - 2006 - 24.8°	28. Oktober 2006	11. November 2006	17. November 2006	25. November 2006 - 19.9°	7. Januar 2007
7. Februar 2007 - 18.2°	13. Februar 2007	23. Februar 2007	7. März 2007	22. März 2007 - 27.7°	3. Mai 2007
2. Juni 2007 - 23.4°	15. Juni 2007	28. Juni 2007	10. Juli 2007	20. Juli 2007 - 20.3°	15. August 2007
29. September 2007 - 26°	12. Oktober 2007	23. Oktober 2007	1. November 2007	8. November 2007 - 19°	17. Dezember 2007

Siehe auch: Astrometrie

Kulturgeschichte

Im antiken Griechenland bezog man den Planeten auf den Gott und Götterboten Hermes. Der zumeist nur in der Dämmerung und dann auch nur schwer zu entdeckende, besonders rastlose Planet wurde auch als Symbol für Hermes als Schutzpatron der Händler, Wegelagerer und Diebe gesehen. Bei den Römern entsprach Hermes spätestens in der nachantiken Zeit dem Mercurius, abgeleitet von 'mercari' (lat. 'Handel treiben'). Der von ihnen nach Merkur benannte Wochentag dies Mercurii ist im Deutschen der Mittwoch. In der Zuordnung der Wochentage besteht die namentliche Verbindung des Merkur mit dem Mittwoch noch im Französischen (Mercredi), im Italienischen (Mercoledì), im Spanischen (Miércoles) und im Rumänischen. Den Germanen wird als Entsprechung des Gestirns der Gott Odin bzw. Wotan zugeschrieben, dem ebenso der Mittwoch zugeordnet wurde. In der Welt der mittelalterlichen Alchemisten hat man dem eiligen Wandelstern das bewegliche Quecksilber zugeordnet. In vielen Sprachen basiert der Name dieses Metalls heute noch auf diesem Wortstamm (englisch: Mercury, französisch: Mercure).

Siehe auch

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Literatur

Lexikon der Astronomie in 2 Bänden. Verlag Herder; Freiburg, Basel, Wien, ISBN 3-451-21632-9
ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag; Heidelberg, Berlin, Oxford, ISBN 3-86025-688-2
David Morrison: Planetenwelten. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, ISBN 3-8274-0527-0
Planeten und ihre Monde. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, ISBN 3-8274-0218-2
Der NASA-Atlas des Sonnensystems. Knaur, ISBN 3-426-66454-2
Holger Heuseler, Ralf Jaumann, Gerhard Neukum: Zwischen Sonne und Pluto. BLV; München, Wien, Zürich, ISBN 3-405-15726-9
Edward J. Tarbuck und Frederick K. Lutgens: Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física. Prentice Hall (1999).
"Hielo en Mercurio". EL Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio, Editorial Planeta-De Agostini, págs. 141-145. Tomo 5. (1997)
Stardate, Guide to the Solar System. Publication der University of Texas at Austin McDonald Observatory
Our Solar System, A Geologic Snapshot. NASA (NP-157). Mai 1992.

Weblinks

Die neun Planeten: Merkur (dt.)
Raumfahrer.net: Merkur (dt.)
Alles über Merkur (dt.)
Astroinfo: Merkur (dt.)
Merkurtransit.de (dt.)
Himmelsblick.de (dt.)
Merkur - der rasende Götterbote (dt.)
Blinde Kuh: Merkur für Kinder (dt.)
NASA: Mariner 10 Bilder von Mercury (engl.)
NASA: Historischer Merkuratlas (engl.)
Solarviews: Mercury (engl.)
The Nine Planets: Mercury (engl.)

Videos

Real Video: Haben wir den Planeten Merkur vergessen? (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)

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