Infos zum Planeten Merkur

Infos zum Planeten Merkur

Durch seine Sonnennähe ist Merkur nur in der Morgen- oder Abenddämmerung, als Morgen- oder Abendstern zu sehen. Als Planet mit der geringsten Entfernung zur Sonne und damit innerhalb der Erdbahn, kann er sich von der Erde aus gesehen maximal nur um 28° östlich oder westlich von der Sonne entfernen, dadurch wird er, allerdings nur in der Nähe dieser Extremlagen, für den Beobachter auf der Erde sichtbar. Er pendelt sozusagen zwischen diesen extremen Lagen mit einer Periode von 116 Tagen.

Je nach Stellung der beiden Planeten, kann der Abstand zwischen Erde und Merkur zwischen 82 und 217 Mio km schwanken. Entsprechend ändert sich auch der Durchmesser des beobachtbaren Merkurscheibchens von 5″ bis zu 15″. Neben dieser Vergrößerung des scheinbaren Winkeldurchmessers, kann auch ein Phasenwechsel wie beim Mond beobachtet werden. Dieser ist übrigens auch bei der Venus beobachtbar.

Die Merkurbahn hat die zweitgrößte Exzentrizität aller Planetenbahnen im Sonnensystem. Es wurde schon früh beobachtet, dass sich die grosse Halbachse der Bahnellipse um den Betrag von 43″ pro Jahrhundert um die Sonne dreht. Dies konnte mit den bekannten physikalischen Gesetzen nicht in Einklang gebracht werden. Erst Einsteins allgemeine Relativitätstheorie hat dafür die Erklärung geliefert und war damit einer der ersten Beweise für die Richtigkeit der Theorie, die anfänglich sehr umstritten war.

Bis 1962 wurde allgemein angenommen, dass sich Merkur in der gleichen Zeit die er für einen Umlauf um die Sonne benötigt (88 Tage), sich auch um seine Achse dreht, in sogenannter gebundener Rotation, wie das Erde-Mond-System. Er würde dann der Sonne immer dieselbe Seite zeigen, wie das auch bei unserem Mond mit der Erde der Fall ist. Dann wurde durch Radarmessungen festgestellt, das er sich in nur 58,65 Tagen einmal um seine Achse dreht. Damit findet auch ein Tag und Nachtwechsel auf Merkur statt, wenn auch auf eine ganz andere Art und Weise wie auf der Erde wie wir noch sehen werden. Die Rotationszeit (59 Tage) und die Bahnumlaufzeit (88 Tage) stellen eine 59/88 = 2/3 Resonanz dar, in deren “Falle” Merkur steckt. Diese Situation ist stabil und verhindert eine weitere Änderung.

Die höchste Temperatur auf Merkur herrscht am Subsolarpunkt. Dort können bis zu 470°C auftreten, um Mitternacht liegen die Temperaturen bei -173°C. Diese Extremwerte kommen zustande, da Merkur zu klein ist, und daher nicht genügend Masse hat um eine Atmosphäre zu halten. Dies hat folgenden Grund: Infolge der geringen Masse des Planeten ist die sogenannte Fluchtgeschwindigkeit, die jeder Körper, ob Molekül oder Raumfähre, haben muss, um das Gravitationsfeld seines Heimatplaneten zu überwinden, nur 4,2 km/s, (Erde: 11,2 km/s). Dieser geringe Wert, verbunden mit der sehr hohen Temperatur an der Oberfläche, führt dazu, dass Merkur nur Gase mit sehr hohem Molekulargewicht, wie etwa CO2 mit 44-fachem Molekulargewicht eines H-Atoms, oder Argon, halten kann.

Die Oberfläche wurde von Mariner 10 (Start am 03.11.73, Ankunft am 29.03.74 ) photographiert und zeigt eine Landschaft, die an den Erdmond erinnert, sie ist von zahllosen Kratern zernarbt, die bis zu 200 km im Durchmesser erreichen können. Auch Falten von mehreren 100 km mit einer Höhe von bis zu 2,5 km sind auf den Bildern zu erkennen. Raumflüge zum Merkur sind übrigens extrem schwierig, nicht nur wegen der großen Hitze in Sonnennähe, sondern vor allem weil sich Merkur mit sehr hoher Geschwindigkeit um die Sonne bewegt. Mit ca. 170 000 km/h jagt er auf seiner Bahn um die Sonne (Erde: 107 000 km/h). Die nächste Merkur-Mission ist für Mitte 2004 im Rahmen des Discovery Programms von den USA geplant.

Die wichtigsten physikalischen und astronomischen Daten von Merkur sind:

MasseErde=1Äq.RadiusErde=1Dichte(g/cm3)g(m/s2)Fluchtgeschwindigkeit(km/s)Rotationsperiode(d)0,05530,382

(4868+-2)(km)

5,432,784,358,65 InklinationÄquator-OrbitMittl.Entf. zur Sonne(AE)Umlaufzeit(d)Mittlere Umlaufgeschwindigkeit(km/s)Exzentrizitätder BahnMittlere synodische PeriodeErdtage2°0,387187,96947,890,2056116

Die synodische Periode von 116 Tagen ist die Zeit, die der Planet benötigt, um einen Umlauf zum Erdumlauf um die Sonne zu gewinnen. Wenn also die Umlaufperioden in Erdtagen Pm (Umlaufperiode Merkur) und Pe (Umlaufperiode Erde) sind, dann bewegt sich Merkur im Mittel 1/Pm pro Tag, und die Erde 1/PE. Dann ist Merkurs täglicher Vorsprung zur Erde 1/Pm – 1/Pe. So ergibt sich die Zeit für den Gewinn eines Umlaufs von Merkur auf die Erde, oder die synodische Periode S zu

1/S = 1/Pm  – 1/Pe  oder  S = Pm * Pe/(Pe – Pm)

In Erdtagen ausgedrückt, erhält man S = 88 * 365/277 = 116 Tage

Um die Länge eines Sonnentages PS auf dem Merkur zu finden, nimmt man die Winkelgeschwindigkeit der Sonne, das ist die Differenz der der axialen (also Rotation) und der Bahn-Winkelgeschwindigkeit des Planeten.

Dann ist 1 / PS = 1/Prot – 1 / Pbahn oder: PS =  Prot * Pbahn / Pbahn – Prot

Mit Zahlen ergibt das: PS = 88 * 59 / 29 = 176 Tage

Das heisst, 1 Tag auf Merkur dauert 2 Jahre!

Die Sonne geht auf Merkur übrigens nicht im Osten , wie auf der Erde, sondern im Westen auf. Da Merkur keine Monde oder andere Satteliten besitzt, kann man auch die Masse des Planeten nicht direkt bestimmen. Seit der Mariner 10 Mission wurde das Problem durch die geringfügige Veränderung der Flugbahn des Satteliten durch die Masse des Merkur, gelöst.

In der folgenden Tabelle sind die Termine der letzten 50 Jahre bis 2003 dargestellt in denen Merkur Von der Erde aus beobachtet, direkt vor der Sonnenscheibe durchläuft. Man kann ihn dann als dunklen Schatten, ähnlich einem scharf abgegrenzten Sonnenflecken, vor dem hellen Sonnenhintergrund vorbeiziehen sehen, dieses Phänomen nennt man Merkurdurchgang durch die Sonne.Es kann mehrere Stunden dauern, bis er vom östlichen bis zum westlichen (in nördlichen Breiten also vom linken zum rechten) Sonnenrand gewandert ist.

JahrDatumMitte Transit in Stunden nach UT Mittag1953Nov. 1451957Mai 05131960Nov. 0751970Mai 08201973Nov. 09231986Nov.12161993Nov. 05161999 *Nov. 1592003Mai 0619

bzw. am 7. Mai 2003 um 7h UT.

*Merkur streift den Rand der Sonne.

Willy Mahl 12/2001


Letzte Änderung am 2009-Mar-15

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