Merkur (Planet)

Merkur
Merkur in natürlichen Farben, beim Anflug der Raumsonde Mariner 10
Eigenschaften des Orbits [1]
Große Halbachse	0,3871 AE (57,909 Mio. km)
Perihel – Aphel	0,307 – 0,467 AE
Exzentrizität	0,2056
Neigung der Bahnebene	7,00°
Siderische Umlaufzeit	87,969 d
Synodische Umlaufzeit	115,88 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	47,87 km/s
Kleinster – größter Erdabstand	0,517 – 1,483 AE
Physikalische Eigenschaften [1]
Äquator- – Poldurchmesser*	4.879,4 – 4.879,4 km
Masse	3,302 · 1023 kg
Mittlere Dichte	5,427 g/cm3
Fallbeschleunigung*	3,7 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit	4,3 km/s
Rotationsperiode	58 d 15 h 36 min
Neigung der Rotationsachse	0,01°
Geometrische Albedo	0,106
Max. scheinbare Helligkeit	−1,9m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck*	10−15 bar
Temperatur* Min. – Mittel – Max.	100 K (–173 °C) 440 K (+167 °C) 700 K (+427 °C)
Hauptbestandteile Sauerstoff: 42 % Natrium: 29 % Wasserstoff: 22 % Helium: 6 % Kalium: 0,5 %
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Größenvergleich 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 sonnennächste und somit auch schnellste Planet im Sonnensystem. Er hat mit einer maximalen Tagestemperatur von rund +430 °C und einer Nachttemperatur von bis zu −170 °C die größten Temperaturschwankungen aller Planeten.

Aufgrund seiner Größe und seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er von der Erde aus schwer zu beobachten, da er nur einen Winkelabstand von etwa 20° östlich und westlich von der Sonne erreicht.

Sein astronomisches Symbol ist ☿.

Himmelsmechanik

Umlaufbahn

Als sonnennächster Planet hat Merkur mit 0,387 AE (57,9 Mio. km) nicht nur den geringsten Abstand zu unserem Zentralgestirn, sondern mit etwa 88 Tagen auch die kürzeste Umlaufzeit. Die Umlaufbahn des Merkur ist auf die anderen Planeten bezogen vergleichsweise stark elliptisch, unter allen Planeten besitzt Merkur die Umlaufbahn mit der größten numerischen Exzentrizität. So liegt sein sonnennächster 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 über sieben Grad höher als die der anderen Planeten. Eine derartige hohe Exzentrizität und Bahnneigung ist ansonsten typisch für Zwergplaneten wie Pluto und Eris.

Periheldrehung

Drehung des Merkurperihels. Die Exzentrizität der Bahn und die Rate der Präzession sind stark übertrieben. Zwischen den einzelnen dargestellten Periheldurchgängen liegen in Wirklichkeit etwa 58.000 Umläufe.

Bereits die newtonsche Mechanik sagt voraus, dass der gravitative Einfluss der anderen Planeten das Zweikörper-System aus Sonne und Merkur stört. Durch diese Störung führt die große Bahnachse der Merkurbahn eine langsame rechtläufige Drehung in der Bahnebene aus. 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 verursachenden Abplattung der Sonne noch 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, der pro einzelnen Umlauf eine Verschiebung um 0,1039" bzw. 29 km bedeutet. Für eine komplette Periheldrehung von 360° benötigt Merkur rund 225.000 Jahre bzw. rund 930.000 Umläufe und erfährt so je Umlauf ein um rund 1,4" gedrehtes Perihel.

Mögliche zukünftige Entwicklung

Konstantin Batygin und Gregory Laughlin von der University of California, Santa Cruz, und davon unabhängig Jacques Laskar (Pariser Observatorium) haben aufgrund von Computersimulationen festgestellt, dass das innere Sonnensystem auf lange Sicht nicht stabil bleiben muss. Merkurs Bahn weist die höchste Exzentrizität aller Planeten auf, und ist bereits heute beinahe so exzentrisch wie die Bahn des Kleinplaneten Pluto. In ferner Zukunft (in einer Milliarde Jahren oder mehr) könnte Jupiters Schwerkraft Merkur aus seiner jetzigen Umlaufbahn herausreißen, indem er durch seinen Einfluss nach und nach Merkurs Bahnexzentrizität vergrößert, bis der Planet in seinem sonnenfernsten Punkt (Aphel) die Umlaufbahn der Venus kreuzt.^[2]

Daraufhin könnte es vier Szenarien geben: Merkur stürzt in die Sonne; er wird aus dem Sonnensystem geschleudert; er kollidiert mit der Venus oder sogar mit der Erde. Die Chance, dass eine dieser Möglichkeiten eintreffen wird, bevor sich die Sonne zu einem Roten Riesen aufblähen wird, liegt jedoch nur bei rund 1 %.^[3]

Rotation

Merkurs rechtläufige Rotationsachse steht fast senkrecht auf seiner Bahnebene. Deswegen und aufgrund der fehlenden Atmosphäre können auf Merkur Jahreszeiten nicht wie auf der Erde oder auf dem Mars zustande kommen. Allerdings variiert die Sonneneinstrahlung aufgrund der Exzentrizität der Bahn beträchtlich: Im Perihel trifft etwa 2,3-mal so viel Energie von der Sonne auf die Merkuroberfläche wie im Aphel. Dieser Effekt, der beispielsweise auf der Erde wegen der geringen Exzentrizität der Bahn klein ist (7 %), führt zu Jahreszeiten auf Merkur.^[4]

Schema der Resonanz von drei Rotationen zu zwei Umläufen Merkurs

Radarbeobachtungen zeigten 1965,^[5] dass der Planet nicht, wie ursprünglich von Giovanni Schiaparelli 1889 angenommen,^[6] eine einfache gebundene Rotation besitzt, das heißt, der Sonne immer dieselbe Seite zuwendet (so, wie der Erdmond uns auf der Erde immer dieselbe Seite zeigt). Vielmehr besitzt er als Besonderheit eine gebrochen gebundene Rotation und dreht sich während zweier Umläufe exakt dreimal um seine Achse. Seine siderische Rotationsperiode beträgt 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 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, das Perihel, steht das Zentralgestirn zum Beispiel immer abwechselnd über dem Calorisbecken am 180. Längengrad oder über dessen chaotischem Antipodengebiet am Nullmeridian im Zenit.

Zur Erklärung der Kopplung von Rotation und Umlauf 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.

Vergleich der Abstände von Erde, Venus und Merkur zur Sonne:

Abstandverhältnisse von (v.l.n.r.) Sonne, Merkur, Venus und Erde mit den Bereichen ihrer Umlaufbahnen. Die Entfernungen und der Durchmesser der Sonne sind hierbei maßstabsgetreu, der Durchmesser der Planeten ist stark vergrößert.

Aufbau

Auf den ersten Blick wirkt der Merkur für einen erdähnlichen Planeten eher uninteressant, sein Aufbau ist aber recht widersprüchlich: Äußerlich gleicht er dem planetologisch-geologisch inaktiven Erdmond, doch das Innere entspricht anscheinend viel mehr dem der geologisch sehr dynamischen Erde.

Atmosphäre

Der Merkur hat nicht eine Atmosphäre im herkömmlichen Sinn, denn sie ist dünner als ein labortechnisch erreichbares Vakuum und bietet die gleiche freie Sicht wie etwa die Atmosphäre des Mondes. Die „atmosphärischen“ 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 Oberfläche freigesetzt wurden (die Prozentangaben sind ungenaue Schätzungen für die Volumenanteile der Gase). Der Druck der Gashülle beträgt nur etwa 10⁻¹⁵ Bar am Boden von Merkur und die Gesamtmasse der Merkuratmosphäre damit nur etwa 1000 Kilogramm.^[1]

Aufgrund der großen Hitze und der geringen Anziehungskraft kann Merkur die Gasmoleküle nicht lange halten, sie entweichen durch Photoevaporation stets schnell ins All. Bezogen auf die Erde wird jener Bereich, für den dies zutrifft, Exosphäre genannt; es ist die Austauschzone zum interplanetaren Raum. Eine ursprüngliche Atmosphäre als Entgasungsprodukt des Planeteninnern ist dem Merkur längst verloren gegangen; es gibt 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. Gegenüber den Nachttemperaturen, die bis auf −173 °C sinken, wird die während des geringsten Sonnenabstands beschienene Planetenseite bis auf +427 °C aufgeheizt. Während des größten Sonnenabstands beträgt die höchste Bodentemperatur bei der großen Bahnexzentrizität von Merkur noch rund +250 °C.

Oberfläche

Die mit Mariner 10 kartierten Oberflächenteile (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 Vorbeiflügen in den 1970er-Jahren konnte Mariner 10 lediglich etwa 45 % seiner Oberfläche 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.^[7] Mit ihrem zweiten Swing-by im Oktober 2008 stieg die Abdeckung auf rund 95 %.^[8]

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).

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 in den abgelichteten Gebieten des Planeten keine Anzeichen von Plattentektonik; MESSENGER hat aber zahlreiche Hinweise auf vulkanische Eruptionen gefunden.

Krater

Die elf größten der seit Mariner 10 bekannten Merkurkrater

Name	Durchmesser in km	Koordinaten
Caloris-Becken	1550	30,5° N; 189,8° W
Beethoven	643	20,8° S; 123,6° W
Dostoevskij	411	45,1° S; 176,4° W
Tolstoj	390	16,3° S; 163,5° W
Goethe	383	78,5° N; 044,5° W
Shakespeare	370	49,7° N; 150,9° W
Raphael	343	19,9° S; 075,9° W
Homer	314	01,2° S; 036,2° W
Monet	303	44,4° N; 010,3° W
Vyasa	290	48,3° N; 081,1° W
Van Eyck	282	43,2° N; 158,8° W

Die Oberfläche des Merkur ist mit Kratern übersät. Die Verteilung der Einschlagstrukturen ist gleichmäßiger als auf dem Mond und dem Mars; demnach ist das Alter seiner Oberfläche gleichmäßig sehr hoch.^[8] Mit ein Grund für die hohe Kraterdichte ist die äußerst dünne Atmosphäre, die ein ungehindertes Eindringen von Kleinkörpern gestattet. 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 Milliarden Jahren sonst wenig veränderte Oberfläche.

Farbverstärkte Aufnahme des Merkur durch die Raumsonde Mariner 10

Wie auch beim Mond zeigen die Krater des Merkur ein weiteres Merkmal, das für eine durch Impakt entstandene Struktur 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). Der erste Krater, der durch die Raumsonde Mariner 10 während ihrer ersten Annäherung erkannt wurde, war der 40 km breite, aber sehr helle Strahlenkrater Kuiper (siehe Bild rechts). Der Krater wurde nach dem niederländisch-US-amerikanischen Mond- und Planetenforscher Gerard Kuiper benannt, der dem Mariner-10-Team angehörte und noch vor der Ankunft der Sonde verstarb.

Merkur beim ersten Fly-by der Raumsonde MESSENGER am 14. Januar 2008. Oben rechts Caloris Planitia mit etwas hellerer Oberfläche.

Nördlich des Äquators liegt Caloris Planitia, ein riesiges, kreisförmiges, aber ziemlich flaches Becken mit einem Durchmesser von etwa 1550 km und ist damit das größte bekannte Gebilde auf dem Merkur. Es wurde vermutlich vor etwa 3,8 Milliarden Jahren 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. Die von MESSENGER neu entdeckten vulkanischen Strukturen finden sich insbesondere im Umfeld und auch im Inneren des Beckens.^[7] Das Beckeninnere 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.

Ebenen

Auch andere flache Tiefebenen ähneln den Maria des Mondes. Mare (Mehrzahl: Maria, deutsch ‚Meere‘) ist in der Selenologie – der „Geologie“ des Erdtrabanten – der lateinische Gattungsname 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.

Dass sich die mareähnlichen 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 erklärt. Damit ergibt sich jedoch ein gewisser Widerspruch zu der hohen mittleren Dichte des Planeten, die für einen verhältnismäßig sehr großen Metallkern spricht, der vor allem aus Eisen besteht. Dunkle Böden wurden durch MESSENGER im Caloris-Becken nur als Füllung kleinerer Krater gefunden und obwohl für 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 Oberfläche zu höchstens sechs Prozent enthalten.^[9]

Besonderheiten

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 fünfmal so groß wie Deutschland und ist demnach mindestens von gleicher Größe wie das nur zu rund einem Drittel erkundete Caloris-Becken.

Rupes Discovery, die längste Steilstufe, zieht sich über 400 km durch Ebenen und Krater.

Rupes Discovery im schematischen Querschnitt

• Zweitens bis zu mehrere hundert Kilometer lange und 2 km hohe Steilstufen, die damit die größten Höhenunterschiede 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 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. Dieser Abschnitt der Entwicklung nahm demnach erst vor etwa 3,8 Milliarden Jahren mit dem „Letzten Schweren Bombardement“ seinen Ausklang, während dessen Nachlassens die Kruste langsam auskühlen und erstarren konnte. Einige der gelappten Böschungen wurden offenbar durch die ausklingende Bombardierung wieder teilweise zerstört. Das bedeutet, dass sie entsprechend älter sind als die betreffenden Krater. Der Zeitpunkt der Merkurschrumpfung wird anhand des Grades der Weltraum-Erosion – durch viele kleinere, nachfolgende Einschläge – vor ungefähr 4 Milliarden 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, höheren 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 zu den anderen Strukturen jüngeren Ursprungs sind. Die Zeit des Vulkanismus auf dem Merkur endete, als die Kompression der Hülle sich einstellte, so 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 Millionen Jahre der Geschichte des Merkur einordnet. Seither gab es nur noch vereinzelte Einschläge von Kometen und Asteroiden.

Kraterlandschaft der Südhalbkugel

Eine weitere Besonderheit gegenüber dem Relief des Mondes sind auf dem Merkur die so genannten Zwischenkraterebenen. Im Unterschied zu der auch mit größeren Kratern gesättigten Mondoberfläche kommen auf dem Merkur zwischen den großen Kratern relativ glatte Ebenen mit Hochlandcharakter vor, die nur von verhältnismäßig wenigen Kratern mit Durchmessern von unter 20 km geprägt sind. Dieser Geländetyp ist auf dem Merkur am häufigsten verbreitet. 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 die Reste größerer und auch vieler doppelter Ringwälle gleich solchen des Mondes noch schwach abzeichnen.

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 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 °C möglich. Solche Bedingungen können Eis konservieren, das durch eingeschlagene Kometen eingebracht wurde. Die hohen Radar-Reflexionen können jedoch auch durch Metallsulfide oder durch die in der Atmosphäre nachgewiesenen Alkalimetalle oder andere Materialien verursacht werden.

Solche Spekulationen über Wasservorkommen hat es auch schon hinsichtlich spektraler Spuren von Wasserstoff in Kratern nahe dem Südpol des Mondes gegeben. Als dort die abgetrennter EDUS-Stufe des Lunar CRater Observation and Sensing Satellite gezielt zum Aufschlag gebracht wurde, konnten in der aufgewirbelten Wolke Spuren von Wassereis nachgewiesen werden.^[10]

Indizien im Detail

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 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 Gedanke, 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. Die erwartete Radarsignatur von Eis entspricht aber der beobachteten erhöhten Helligkeit auf den Radarbildern und der gemessenen starken Depolarisation der reflektierten Wellen. 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 zulassen, 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 teilweise 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 2500 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 sich möglicherweise Eis befinden. 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 aus dem Inneren des Merkur eine erhebliche Menge Wasser ausfließt. Man hat weder die Existenz eines solchen Mechanismus, der den Verlust von Wasser an der Oberfläche zur Folge hätte, noch die Fotodissoziation oder die Erosion, die durch den Sonnenwind und Mikrometeoriten hervorgerufen wird, untersucht.

Das Verhalten von Eis auf anderen Himmelskörpern ist jedoch noch mit Unsicherheiten behaftet; vor allem die hohen Temperaturen an der Oberfläche des Merkur und der Grad der Sonneneinstrahlung legen nahe, dass das Eis sublimieren und dadurch in den Weltraum entweichen könnte. Das Vorkommen von Eis in höheren Breiten könnte dadurch erklärt werden, dass auf Kraterhängen, die nie vom Sonnenlicht beschienen werden, die Temperaturen bis auf −171 °C sinken und in den polaren Tiefebenen generell nie über −106 °C steigen.

Das Vorhandensein von Eis auf dem Merkur ist immer noch nicht vollständig bewiesen. Es handelt sich bislang um eine Vermutung, basierend auf den erwähnten Beobachtungen von Zonen hoher Radar-Reflexionen und der Tatsache, dass diese Zonen sich mit Kratern an den Polen decken. Es ist zu betonen, dass diese Reflexionen ohne Zweifel auch durch Metallsulfide hervorgerufen werden können oder durch andere Materialien, die ähnliche Reflexionen verursachen.

Innerer Aufbau

Schnitt durch den Mantel des Merkur

Merkur ist ein Gesteinsplanet wie die Venus, die Erde und der Mars und ist von allen der kleinste Planet im Sonnensystem. Sein Durchmesser beträgt mit 4.878 km nur knapp 40 Prozent des Erddurchmessers. Er ist damit sogar kleiner als der Jupitermond Ganymed und der Saturnmond Titan, dafür aber jeweils mehr als doppelt so massereich wie diese sehr eisreichen Trabanten.

Mittlere Dichte der terrestrischen Planeten in Abhängigkeit von ihrem Radius

Das Diagramm zeigt, wie stark die mittlere Dichte der erdähnlichen Planeten einschließlich des Erdmondes mit ihrem Durchmesser ansteigt. Der Grund ist die unterschiedliche chemische Zusammensetzung und die Kompressionswirkung der Schwerkraft. Merkur allerdings hat mit 5,427 g/cm³ fast die Dichte der weit größeren Erde und liegt damit für seine Größe weit über dem Trend. Das zeigt, dass er eine „schwerere“ chemische Zusammensetzung haben muss: Sein sehr großer Eisen-Nickel-Kern soll zu 65 % aus Eisen bestehen, etwa 70 % der Masse des Planeten ausmachen und einen Durchmesser von etwa 3.600 km haben – drei Viertel des Planetendurchmessers und damit größer als der Erdmond. Auf den wohl nur 600 km dünnen Mantel aus Silikaten entfallen rund 30 % der Masse, bei der Erde sind es 62 %. Die Kruste ist mit einigen 10 km relativ dick und besteht überwiegend aus Feldspat und Mineralien der Pyroxengruppe, ist also dem irdischen Basalt sehr ähnlich.

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 ausgeglicheneren Schalenaufbau und einem entsprechend dickeren, 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 2,25-fache seiner heutigen Masse gewesen sein. In der Frühzeit des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren, wurde Merkur jedoch – so wird gemutmaßt – von einem sehr großen Asteroiden mit etwa 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 zur Entstehung des Erdmondes im Rahmen der Kollisionstheorie vorgeschlagen. Bei Merkur blieb jedoch unklar, weshalb nur ein so geringer Teil des zersprengten Materials auf den Planeten zurückfiel. Nach Computersimulationen von 2006 wird das mit der Wirkung des Sonnenwindes erklärt, 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 ein bis zwei Prozent auf die Venus sowie etwa 0,02 Prozent auf die Erde gelangt.

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.

Magnetfeld

Trotz seiner langsamen Rotation besitzt Merkur eine relativ ausgeprägte Magnetosphäre, deren Volumen etwa fünf Prozent der Magnetosphäre der Erde beträgt. Er ist damit neben der Erde der einzige weitere Gesteinsplanet, der ein globales Magnetfeld aufweist. Es hat mit einer mittleren Feldintensität von 450 Nanotesla an der Oberfläche des Planeten ungefähr ein Prozent der Stärke des Erdmagnetfeldes auf Höhe des Meeresspiegels. Die Neigung des Dipolfeldes gegen die Rotationsachse beträgt rund 7°. Die Ausrichtung der Magnetpole entspricht der Situation der Erde, das heißt, dass beispielsweise der magnetische Nordpol des Merkur im Umkreis seiner südlichen Rotationsachse liegt. Die Grenze der Magnetosphäre befindet sich in Richtung der Sonne lediglich in einer Höhe von circa 1000 Kilometern, wodurch energiereiche Teilchen des Sonnenwinds ungehindert die Oberfläche erreichen können. Es gibt keine Strahlungsgürtel.^[11] Insgesamt ist Merkurs Magnetfeld asymmetrisch. Es ist auf der Nordhalbkugel stärker als auf der Südhalbkugel, sodass der magnetische Äquator gegenüber dem geografischen Äquator rund 500 Kilometer nördlich liegt. Dadurch ist die Südhalbkugel für den Sonnenwind leichter erreichbar.^[12]

Möglicherweise wird Merkurs Dipolfeld ganz ähnlich dem der Erde durch den Dynamo-Effekt zirkulierender Schmelzen im Metallkern erzeugt; dann müsste seine Feldstärke aber 30-mal stärker sein, als von Mariner 10 gemessen. Einem Modell von Ulrich Christensen vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau zufolge werden große Teile des Feldes durch elektrisch leitende und stabile Schichtungen des äußeren, flüssigen Kerns stark gedämpft, so dass an der Oberfläche nur ein relativ schwaches Feld übrig bleibt.

Eigentlich sollte der Merkur aufgrund seiner geringen Größe – ebenso wie der wesentlich größere und bereits erstarrte Mars – seit seiner Entstehung schon längst zu stark abgekühlt sein, um in seinem Kern Eisen oder ein Eisen-Nickel-Gemisch noch flüssig halten zu können. Aus diesem Grund wurde eine Hypothese aufgestellt, welche die Existenz des Magnetfeldes als Überbleibsel eines früheren, mittlerweile aber erloschenen Dynamo-Effektes erklärt; es wäre 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-Universität anhand von Radarwellen die Rotation des Merkur von der Erde aus genauer untersuchen und ausgeprägte Schwankungen feststellen, die mit einer Größe von 0,03 Prozent deutlich für ein teilweise aufgeschmolzenes Innere sprechen.^[13]

Entwicklungsetappen

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

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

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

Erst das Ende des schweren Bombardements hat sich mit der Entstehung des Caloris-Beckens und den damit verbundenen Landschaftsformen im Relief als Beginn der dritten Epoche eindrucksvoll niedergeschlagen.

In der vierten Phase entstanden die weiten, mareähnlichen Ebenen, wahrscheinlich durch eine weitere Periode vulkanischer Aktivitäten.

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

Die Abfolge der Ereignisse hat im Allgemeinen eine überraschend große Ähnlichkeit mit der Geschichte der Oberfläche des Mondes; in Anbetracht der ungleichen Größe, der sehr verschiedenen Orte im Sonnensystem und den damit verbundenen, entsprechend unterschiedlichen Bedingungen ist das nicht zu erwarten gewesen.

Planet ohne Mond

Merkur hat keinen natürlichen Satelliten. Für ihn ist auch nie einer ernsthaft in Betracht gezogen worden. Es besteht jedoch seit Mitte der 1960er-Jahre die Hypothese, dass Merkur selbst einmal ein Trabant war, welcher der Venus entwichen ist. Anlass zu der Annahme geben die langsame Rotation und die große Exzentrizität der Umlaufbahn sowie die zum Erdmond analoge Oberflächengestalt von zwei auffallend unterschiedlichen Hemisphären. Mit dieser Annahme ließe sich erklären, warum die beiden Planeten als einzige im Sonnensystem mondlos sind.

Siehe auch: Liste der natürlichen Satelliten von Planeten

Erforschung

Merkurkarte von Schiaparelli

Merkurkarte von Lowell aus dem Jahr 1896

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 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. Die Römer benannten den Planeten wegen seiner schnellen Bewegung am Himmel nach dem geflügelten Götterboten Merkur.

Erdgebundene Erforschung

Karte des Merkurs von Eugène 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.

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. Antoniadi ging dabei von der geläufigen aber irrigen Annahme aus, dass Merkur eine gebundene Rotation von 1:1 um die Sonne aufweist. 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 Internationale Astronomische Union (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 berühmten verstorbenen 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.

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 zu beobachten. Der Spiegel des Hubble-Weltraumteleskops würde durch die Teilchen des Sonnenwindes großen Schaden nehmen, wenn man ihn auf einen dermaßen sonnennahen Bereich ausrichten würde.

Der Merkur umkreist die Sonne in einem Drittel der Entfernung wie die Erde, so dass eine Raumsonde über 91 Millionen Kilometer in den Gravitationspotentialtopf 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 Bahndrehimpuls 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 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 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 mittels der bordeigenen Triebwerke durch eine Extramenge an mitgeführtem Treibstoff aufgebracht werden.

Diese Einschränkungen sind mit ein Grund dafür, dass der Merkur vor MESSENGER nur mit der einen Raumsonde Mariner 10 erforscht wurde. Eine dritte Merkursonde ist unter dem Namen BepiColombo in Planung.

Mariner 10

Die NASA-Sonde Mariner 10

Die Flugbahn von Mariner 10 wurde so gewählt, dass die Sonde zunächst die Venus anflog und in deren Anziehungsbereich durch ein Swing-by-Manöver Kurs auf den Merkur nahm. So gelangte sie auf eine merkurnahe Umlaufbahn um die Sonne, die auf keine andere Weise mit einer Trägerrakete vom Typ Atlas-Centaur erreicht werden konnte. Ohne den Swing-by an der Venus hätte Mariner 10 eine deutlich größere 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 Nähe seines sonnenfernsten Bahnpunktes – bei dem die Beeinträchtigung durch den Sonnenwind am geringsten ist – und am zugleich sonnennächsten Bahnpunkt von Mariner 10. Die anfänglich dabei nicht vorhergesehene Folge dieser himmelsmechanischen Drei-Körper-Wechselwirkung war, dass die Umlaufperiode von Mariner 10 genau zweimal so lang geriet wie die von Merkur. Bei dieser Bahneigenschaft bekam die Raumsonde während jeder Begegnung ein und dieselbe Hemisphäre unter den gleichen Beleuchtungsverhältnissen vor die Kamera und hat so den eindringlichen Beweis für die genaue 2:3-Kopplung von Merkurs Rotation an seine Umlaufbewegung erbracht, die nach den ersten, ungefähren Radarmessungen Colombo selbst schon vermutet hatte. Durch dieses seltsame Zusammentreffen konnten trotz der wiederholten Vorbeiflüge nur 45 Prozent der Merkuroberfläche kartiert werden.

Mariner 10 flog im betriebstüchtigen Zustand von 1974 bis 1975 dreimal an Merkur vorbei: Am 29. März 1974 in einer Entfernung von 705 km, am 21. September in rund 50.000 km und am 16. März 1975 in einer Entfernung von 327 km. Zusätzlich zu den herkömmlichen Aufnahmen wurde der Planet im infraroten sowie im UV-Licht untersucht, und über seiner den störenden Sonnenwind abschirmenden Nachtseite liefen während des ersten und dritten Vorbeifluges Messungen des durch die Sonde entdeckten Magnetfeldes und der geladenen Partikel.

MESSENGER

Künstlerische Darstellung von MESSENGER am Merkur

Eine weitere Raumsonde der NASA, MESSENGER, startete am 3. August 2004 und schwenkte im März 2011 als erste Raumsonde in einen Merkurorbit ein, um den Planeten mit ihren zahlreichen Instrumenten eingehend zu studieren und erstmals vollständig zu kartografieren.^[14] Die Raumsonde wird sich dabei der Untersuchung der geologischen und tektonischen Geschichte des Merkur sowie seiner Zusammensetzung widmen. Weiterhin soll die Sonde nach dem Ursprung des Magnetfeldes suchen, die Größe und den Zustand des Planetenkerns bestimmen, die Polarkappen des Planeten untersuchen sowie die Exosphäre und die Magnetosphäre erforschen. Um sein Ziel zu erreichen, flog MESSENGER eine sehr komplexe Route, die ihn in mehreren Fly-by-Manövern erst zurück zur Erde, dann zweimal an der Venus sowie dreimal am Merkur vorbei führt. 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 Oberfläche durchgeführt 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 für geraume Zeit keine Beobachtungsdaten gesammelt und übertragen werden.^[15] Die gesamte Reise nahm etwa 6,5 Jahre in Anspruch. Die Missionsdauer im Merkurorbit ist auf ein Jahr festgelegt.

BepiColombo

Auch die europäische Raumfahrtorganisation ESA und die japanische Raumfahrtbehörde JAXA möchten sich an der Erforschung des sonnennächsten Planeten beteiligen und haben den Einsatz der kombinierten Merkursonde BepiColombo geplant. Das gemeinsame Unternehmen ist nach dem Spitznamen des 1984 verstorbenen Giuseppe Colombo benannt und soll aus zwei am Ziel getrennt eingesetzten Orbitern bestehen: einem Fernerkundungsorbiter für eine 400 × 1.500 km messende polare Umlaufbahn und einem Magnetosphärenorbiter für einen polaren Merkurumlauf von 400 × 12.000 km. Die Komponenten werden sich jeweils der Untersuchung des Magnetfeldes sowie der geologischen Zusammensetzung in Hinsicht der Geschichte des Merkur widmen. Der Start der Mission ist derzeit für 2013 vorgesehen. Die Reise zum Merkur wird mit Hilfe von Ionentriebwerken und mit Vorbeiflügen an den inneren Planeten bewerkstelligt und soll vier Jahre und zwei Monate dauern. Am Ziel angekommen, wird auch BepiColombo mit dem Sonnenumlauf des Merkur Temperaturen von bis zu 250 °C ausgesetzt sein und soll unter diesen Bedingungen mindestens ein Jahr lang bzw. über vier Merkurjahre hinweg Ergebnisse liefern.

Siehe auch: Liste der besuchten Körper im Sonnensystem

Beobachtung

Merkur kann sich als innerster Planet des Sonnensystems nur bis zu einem Winkel von maximal 28 Grad (größte Elongation) von der Sonne entfernen und ist daher schwierig zu beobachten. Er kann in der Abend- oder Morgendämmerung als orangefarbener Stern mit einer scheinbaren Helligkeit von etwa 1 mag bis maximal −1,9 mag in der Nähe des Horizonts mit bloßem Auge wahrgenommen werden. Bei Tagbeobachtungen ist er – je nach Sichtverhältnissen – ab einer Fernrohröffnung von etwa 10 bis 20 cm gut zu erkennen.

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 geographischer 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.

Merkurtransit

→ Hauptartikel: Merkurtransit

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

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 oder am 11. November von der Erde aus gesehen vor der Sonne stehen. Der letzte Merkurdurchgang fand am 8. November 2006 statt, war allerdings nur vom pazifischen Raum aus zu beobachten, da er in Europa zur Nachtzeit erfolgte. Der nächste Durchgang wird am 9. Mai 2016 stattfinden.

Siehe auch: Venustransit

Sichtbarkeit

→ Hauptartikel: Merkurpositionen

In der folgenden Tabelle sind die speziellen Konstellationen des Merkur bis Februar 2012 angegeben. Östliche Elongation bietet Abendsichtbarkeit, westliche Elongation Morgensichtbarkeit:

Größte östliche Elongation		Stationär, wird rückläufig	Untere Konjunktion	Stationär, wird rechtläufig	Größte westliche Elongation		Obere Konjunktion
7. August 2010	27,4°	20. August 2010	3. September 2010	12. September 2010	19. September 2010	17,9°	17. Oktober 2010
1. Dezember 2010	21,5°	10. Dezember 2010	20. Dezember 2010	30. Dezember 2010	9. Januar 2011	23,3°	25. Februar 2011
23. März 2011	18,6°	30. März 2011	9. April 2011	22. April 2011	7. Mai 2011	26,6°	12. Juni 2011
20. Juli 2011	26,8°	2. August 2011	17. August 2011	26. August 2011	3. September 2011	18,1°	28. September 2011
14. November 2011	22,7°	24. November 2011	4. Dezember 2011	14. Dezember 2011	23. Dezember 2011	21,8°	7. Februar 2012

Kulturgeschichte

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

In der altägyptischen Mythologie und Astronomie galt der Merkur hauptsächlich als Stern des Seth. Sein Name Sebeg (auch Sebgu) stand für eine weitere Erscheinungsform der altägyptischen Götter Seth und Thot. Im antiken Griechenland bezog man den Planeten auf den Gott und Götterboten Hermes, assoziierte ihn aber auch mit den Titanen^[16] Metis und Koios. 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. für 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), im Rumänischen (Miercuri) und im Albanischen (e Mërkurë). Den Germanen wird als Entsprechung des Gestirns der Gott Odin bzw. Wotan zugeschrieben, dem ebenso der Mittwoch (im Englischen Wednesday, im Niederländischen 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).

Siehe auch

• Tabelle der Planeten des Sonnensystems
• Liste der Entdeckungen der Planeten und ihrer Monde

Literatur

• Lexikon der Astronomie. 2 Bde. 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, München 2002, ISBN 3-426-66454-2
• Holger Heuseler, Ralf Jaumann, Gerhard Neukum: Zwischen Sonne und Pluto. BLV, München-Wien-Zürich 1999, ISBN 3-405-15726-9
• Edward J. Tarbuck und Frederick K. Lutgens: Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física. Prentice Hall, Madrid 2000, ISBN 84-8322-180-2
• Hielo en Mercurio. in: Joan Pericay: EL Universo. Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio. Bd 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.
• Our Solar System, A Geologic Snapshot. NASA (NP-157). Mai 1992.

Weblinks

• NASA: Mariner 10 Bilder von Mercury (englisch)
• NASA: Merkuratlas (englisch)
• Solarviews: Merkur
• Dunne, J. A.; Burgess, E.: The voyage of Mariner 10: Missions to Venus and Mercury, Prepared by Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 1978, (NASA-SP-424) und vom NASA Technical Reports Server als PDF 25,2 MB in S/W (englisch)
• Merton E. Davies, Stephen E. Dwornik, Donald E. Gault, Robert G. Strom: Atlas of Mercury, Prepared for the Office of Space Sciences, National Aeronautics and Space Administration Scientific and Technical Information Office, 1978, (NASA-SP-423) und vom NASA Technical Reports Server als PDF 8,5 MB in S/W (englisch)

Medien

 Commons: Merkur – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

 Wiktionary: Merkur – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

 Wikibooks: Merkur – Lern- und Lehrmaterialien

• Haben wir den Planeten Merkur vergessen? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri

Einzelnachweise

1. ↑ ^{a b c} David R. Williams: Mercury Fact Sheet. NASA, 30. November 2007, abgerufen am 6. Oktober 2009 (englisch). 
2. ↑ Ken Croswell: Will Mercury Hit Earth Someday? Sky and Telescope, 24. April 2008, abgerufen am 6. Oktober 2008 (englisch). 
3. ↑ Worlds in collision. Spaceflight now, 2. Oktober 2008, abgerufen am 6. Oktober 2008 (englisch). 
4. ↑ Sterne und Weltraum, 1/2010, S. 22–24
5. ↑ G. Colombo: Rotational Period of the Planet Mercury. nature, 8. November 1965, abgerufen am 6. Oktober 2009 (englisch). 
6. ↑ Mitton, Simon: Cambridge Enzyklopädie der Astronomie. München, 1989, Urania Verlag, ISBN 3-572-03667-4
7. ↑ ^{a b} Tilmann Althaus: Neues von Merkur. astronomie-heute.de, 3. Juli 2008, abgerufen am 6. Oktober 2009. 
8. ↑ ^{a b} Stefan Deiters: 95 Prozent des Merkur sind fotografiert. astronews, 31. Oktober 2008, abgerufen am 6. Oktober 2009. 
9. ↑ Auf Merkur brodeln Vulkane. Spiegel Online, 4. Juli 2008, abgerufen am 6. Oktober 2009. 
10. ↑ Michael Braukus: LCROSS Results Released. NASA, 21. Oktober 2010, abgerufen am 13. November 2010 (englisch). 
11. ↑ Planet Merkur – Eine kleine heiß-kalte Welt. goerlitzer-sternfreunde.de, abgerufen am 6. Oktober 2009. 
12. ↑ Ute Kehse: Merkwürdiger Merkur. Kleinster Planet hat ein asymmetrisches Magnetfeld. wissenschaft.de, 20. Juni 2011, abgerufen am 22. Juni 2011. 
13. ↑ Merkur birgt einen flüssigen Kern. scienceticker.info, 3. Mai 2007, abgerufen am 6. Oktober 2009. 
14. ↑ DLR/NASA: Messenger in der Merkur-Umlaufbahn. AstroInfo, 18.März 2011, abgerufen am 18. März 2011. 
15. ↑ Daniel Schiller, Günther Glatzel: MESSENGER-Flyby gelungen - aber ohne Daten. Raumfahrer.net, 1. Oktober 2009, abgerufen am 5. Oktober 2009. 
16. ↑ J.M.Hunt: Planets, Their Powers and Their Titans. Desy, abgerufen am 6. Oktober 2009 (englisch). 

Das Sonnensystem

Zentralgestirn:	Sonne
Planeten:	Merkur | Venus | Erde | Mars | Jupiter | Saturn | Uranus | Neptun
Zwergplaneten:	Ceres | Pluto | Haumea | Makemake | Eris
Himmelskörper:	Planeten | Zwergplaneten | Monde | Asteroiden | Kometen | Meteoroiden