Merkur (planeta)

Merkur
Planeta Merkur
Planeta Merkur
Symbol planetyAstronomický symbol planety
Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa57 909 176 km
0,387 099 3 au
Obvod oběžné dráhy3,6×108 km
2,406 au
Výstřednost0,205 630 69
Perihel46 001 272 km
0,307 499 51 au
Afel69 817 079 km
0,466 698 35 au
Perioda (oběžná doba)87,969 35 d
(0,240 847 a)
Synodická perioda115,8776 d
Orbitální rychlost
- maximální
- průměrná
- minimální

58,98 km/s
47,36 km/s
38,86 km/s
Sklon dráhy
- k ekliptice
- ke slunečnímu rovníku

7,004 89°
3,38°
Délka vzestupného uzlu48,331 67°
Argument šířky perihelu29,124 78°
Počet
přirozených satelitů
0
Fyzikální charakteristiky
Rovníkový průměr4879,4 km
(0,383 Zemí)
Polární průměr4879,4 km
(0,383 Zemí)
Zploštění0
Povrch7,5×107 km²
(0,147 Zemí)
Objem6,1×1010 km³
(0,056 Zemí)
Hmotnost3,302×1023 kg
(0,055 Zemí)
Průměrná hustota5,427 g/cm³
Gravitace na rovníku3,701 m/s²
(0,377 G)
Úniková rychlost4,45669 km/s
Perioda rotace58,6462 d
Rychlost rotace10,892 km/h
(na rovníku)
Sklon rotační osy~0,01°
Rektascenze
severního pólu
281,01°
(18 h 44 min 2 s)
Deklinace61,45°
Albedo0,10–0,12
Povrchová teplota 
- min(-183 °C) 90 K
- průměr(167 °C) 440 K
- max(426 °C) 700 K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak~0 kPa
draslík31,7 %
sodík24,9 %
atomární kyslík9,5 %
argon7,0 %
helium5,9 %
molekulární kyslík5,6 %
dusík5,2 %
oxid uhličitý3,6 %
voda3,4 %
vodík3,2 %

Merkur je Slunci nejbližší a současně i nejmenší planetou sluneční soustavy,[1] dosahuje pouze o 40 % větší velikosti než pozemský Měsíc a je menší než Jupiterův měsíc Ganymed a Saturnův Titan.[2] Merkur nemá žádný měsíc. Jeho oběžná dráha je ze všech planet nejblíže ke Slunci[3] a jeden oběh trvá pouze 87,969 dne. Dráha Merkuru má největší výstřednost dráhy ze všech planet sluneční soustavy a sama planeta má nejmenší – téměř nulový – sklon rotační osy. Během dvou oběhů kolem Slunce dojde ke třem otočením kolem rotační osy. Perihelium jeho dráhy se stáčí ke Slunci o 43 vteřin za století; fenomén, který ve 20. století vysvětlil Albert Einstein obecnou teorií relativity.[4] Při pohledu ze Země dosahuje Merkur jasnosti mezi -2,0 až 5,5m, takže je viditelný i pouhým okem, ale jelikož se nikdy nevzdaluje od Slunce dále než na 28,3°, je většinu roku těžko pozorovatelný. Nejlepší podmínky tak nastávají při soumraku či úsvitu, než vyjde Slunce nad horizont.

Pozorování planety pozemskými teleskopy je složité kvůli blízkosti Slunce. Detailnější znalosti přinesla až dvojice sond, která kolem planety prolétla. První sondou u Merkuru byla americká sonda Mariner 10 v 70. letech, která nasnímala přibližně 45 % povrchu. V roce 2008 dorazila k planetě další sonda MESSENGER, která provedla tři průlety kolem Merkuru a v roce 2011 byla definitivně úspěšně navedena na oběžnou dráhu kolem planety. Snímky z těchto dvou sond umožnily prozkoumat povrch planety, který silně připomíná měsíční krajinu plnou impaktních kráterů, nízkých pohoří a lávových planin. Vlivem neustálých dopadů těles všech velikostí na povrch Merkuru je většina povrchu erodována drobnými krátery. Povrch je nejspíše vlivem smršťování planety rozpraskán množstvím útesových zlomů dosahujících výšky několika kilometrů a délky stovek kilometrů. Současně je povrch neustále bombardován fotonyslunečním větrem – proudem nabitých částic směřujících vysokou rychlostí od Slunce. Nepřítomnost atmosféry je příčinou velkých rozdílů teplot mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí. Rozdíly dosahují hodnot přes 600 °C. Na polokouli přivrácené ke Slunci může teplota vystoupit na téměř 430 °C, na odvrácené panuje mráz až −180 °C.

Nejstarší doložené pozorování Merkuru pochází z prvního tisíciletí před naším letopočtem. Před 4. stoletím př. n. l. pozorovali Merkur řečtí astronomové, kteří však věřili, že se jedná o dvě samostatná tělesa, která pojmenovali Apollo pro hvězdu při východu Slunce a Hermés při západu.[5] Současné pojmenování planety pochází z římské mytologie, kde Merkur bylo jméno pro posla bohů, který odpovídal jménem v původní řecké mytologii Hermovi.[6]

Vznik

Merkur vznikl podobně jako ostatní planety solárního systému přibližně před 4,5 miliardami let[7] akrecípracho-plynného disku, jenž obíhal kolem rodící se centrální hvězdy. Srážkami prachových částic se začala formovat malá tělesa, která svou gravitací přitahovala další částice a okolní plyn. Vznikly tak první planetesimály, které se vzájemně srážely a formovaly větší tělesa. Na konci tohoto procesu v soustavě vznikly čtyři terestrické protoplanety.

Po zformování protoplanety docházelo k masivnímu bombardování povrchu materiálem zbylým ze vzniku soustavy,[8] což mělo za následek jeho neustálé přetváření a přetavování. Jelikož má Merkur netypicky velké jádro vzhledem k plášti, je možné, že v době vzniku proběhla kolize s velkou planetisimálou, která část pláště odpařila. Současně je možné, že celý povrch byl roztaven do podoby tzv. magmatického oceánu,[8] jehož tepelná energie společně s teplem uvolněným diferenciací pláště a jádra je dodnes kumulována v nitru planety. Po vzniku primární kůry se na povrchu stále nacházely rozsáhlé oblasti žhavé roztavené lávy, která nejspíše vyplnila některé starší oblasti. Po ztuhnutí lávy nastalo pro Merkur klidnější období, kdy už nedopadalo tolik těles na jeho povrch a mohly vzniknout mezikráterové planiny. Merkur i nadále postupně chladl a docházelo ke zmenšování jádra, což se na povrchu projevilo rozpraskáním kůry a vytvořením stovky kilometrů dlouhých zlomů. Po rozpraskání kůry se na povrchu objevily další velké lávové oblasti, které opět překryly část povrchu a umožnily vznik hladkých planin.[8] Od té doby se již na povrchu žádná větší lávová plocha neobjevila a vzhled povrchu se začal utvářet dopady meteoritů a mikrometeoritů, což se projevilo vznikem drobného prachu rozšířeného po celém povrchu a nazývaného regolit.[8]

Mimo hypotézu o velké srážce existují i další hypotézy, které se snaží abnormální velikost jádra vůči zbytku planety vysvětlit. Podle jedné z nich vznikla planeta ještě předtím, než se zářivý výkon Slunce stabilizoval, a většina jejího pláště pak byla odpařena do okolního vesmíru při některé z obřích protoslunečních erupcí. Jiná uvádí jako možné vysvětlení domněnku, že velká část lehčích chemických prvků, formujících obvykle plášť, byla vytlačena mimo oblast vzniku Merkuru silným slunečním větrem.

Fyzická charakteristika

Srovnání se Zemí

Merkur je nejmenší planeta sluneční soustavy s rovníkovým poloměrem 2439,7 km,[9] která dosahuje pouze 38 % průměru Země a je tedy pouze přibližně 1,4krát větší než pozemský Měsíc.[3] Paradoxně je Merkur menší než dva největší měsíce ve sluneční soustavě Ganymed a Titan.[3] Jedná se o jednu ze čtyř terestrických planet v soustavě, která má pevný kamenitý povrch. Planeta je tvořena přibližně ze 70 % z kovových materiálů a 30 % tvoří křemičitany.[10] Vlivem velkého zastoupení kovů ve složení je Merkur druhou nejhustší planetou ve sluneční soustavě o hustotě 5,427 g/cm³.[9] Tvar planety je podobně jako v případě Venuše téměř dokonale kulový, což znamená, že má velmi malé zploštění v oblasti pólů.[11]

Merkur zblízka zkoumaly dvě americké sondy: Mariner 10, který v letech 19741975 zmapoval přibližně 45 % povrchu, a MESSENGER, který zatím při třech průletech v roku 2008 a 2009 studoval kromě atmosféry i složení povrchu. Sondy zjistily velmi slabé stopy plynného obalu, obsahujícího především atomy pocházející ze slunečního větru, tedy převážně helium. Hustota Merkurovy atmosféry je však velmi nízká.

Geologické složení

Vnitřní stavba planety: 1) kůra 2) plášť 3) jádro

Zvláštností Merkuru je jeho značně vysoká hustota dosahující asi 5400 kg/m³[2] a poměrně silné magnetické pole o velikosti asi 1 % zemského. Tento fakt je vysvětlován vysokým zastoupením železa a niklu uvnitř planety a masivním jádrem, které se nachází pod kůrou. Jako důkaz velkých rozměrů jádra slouží přítomnost magnetického pole. Kdyby bylo jádro jen malé, pomalá rotace planety by nestačila ke generování silného magnetického pole.[12] Značná akumulace železa v jádře společně s jeho masivní velikostí zabírající až 75 % průměru planety[2] je pro vědce zatím záhadou, ale existuje několik hypotéz, které se ho snaží vysvětlit.[12]

Geologové odhadují, že jádro planety zabírá okolo 42 % celkového poloměru tělesa, například u Země je to pouze 17 %. Současné výzkumy napovídají, že jádro Merkuru je tekuté.[13] Jádro obklopuje 500 až 700 km silný plášť tvořený silikáty.[14][15] Na povrchu je kůra, která by dle měření sondy Mariner 10 a pozemských teleskopů mohla být 100 až 300 km silná.[16] Odhaduje se, že planeta je ze 70 % tvořena kovy a pouze z 30 % silikátovým materiálem.[2][10]

Nejvíce uznávaná teorie předpokládá, že Merkur měl původně poměr železa ku křemičitanům stejný jako chondrity, které jsou základní stavební jednotkou většiny těles ve sluneční soustavě a že celá planeta byla přibližně 2,25krát hmotnější než je dnes.[17] Nicméně v rané historii sluneční soustavy mělo dojít ke srážce Merkuru s planetisimálou o hmotnosti 1/6 Merkuru a velikosti několika stovek kilometrů,[17] která vedla k odpaření většiny tehdejší kůry a velké části pláště. Po srážce zůstalo jádro, které se náhle stalo dominantní komponentou celé planety.[17] Podobný proces se nejspíše odehrál v době zformování pozemského Měsíce.[17] Za oblast hypotetické srážky se občas považuje rozsáhlá oblast Caloris Basin.[12]

Jiné teorie předpokládají, že Merkur se zformoval jako protoplaneta v planetární mlhovině dříve, než se Slunce ustálilo a stabilizovalo svůj energetický tok. Vznikla tak protoplaneta, která měla přibližně 2krát větší hmotnost, načež následně došlo ke kontrakci protoslunce, které v oblasti Merkuru zvýšilo teplotu mezi 2500 až 3500 K (či dokonce až na 10 000 K).[18] V důsledku těchto teplot se vypařila velká část povrchu a pláště, čímž došlo ke vzniku atmosféry Merkuru tvořené z plynů vzniklých z hornin. Vzájemné interakce se slunečním větrem následně měly odvát celou atmosféru do okolního vesmíru.[18]

Třetí hypotéza předpokládá, že sluneční mlhovina byla směrem do středu vlivem počínající akrece hustší, a proto byly lehčí částice vytlačovány mimo oblast blízkou k budoucímu Slunci. Jak se musel materiál tvořící později Merkur prodírat nahuštěným plynem, v místě vzniku Merkuru tak zůstávaly převážně těžší prvky, ze kterých je Merkur nyní složen.[19] Každá z předkládaných hypotéz ale vyžaduje jiné složení povrchových hornin, čehož se má využít během experimentů sond MESSENGER a BepiColombo, které by měly závěry těchto hypotéz potvrdit či vyvrátit.[20][21]

Povrch

Podrobnější informace naleznete v článku Povrch Merkuru.
Povrch Merkuru
Topografie
PIA19420-Mercury-NorthHem-Topography-MLA-Messenger-20150416.jpg
Mapa severní polokoule pořízená nástrojem MLA
nejnižší (fialová) do 10 km (6,2 mil) nejvyšší (červená)..

Povrch Merkuru se velmi podobá povrchu pozemského Měsíce, jak ukázaly první detailnější snímky pořízené americkou sondou Mariner 10.[2] Pokrývá ho především obrovské množství kráterů vzniklých srážkou s meteority a planetkami nejrůznějších velikostí (tzv. impaktní krátery). Podobně jako na Měsíci se i na povrchu Merkuru nachází rozsáhlé lávové pláně vyplňující některé velké impaktní pánve. Oproti Měsíci je povrch Merkuru mnohem tmavší a to i přes to, že se na jeho povrchu nachází menší množství minerálů obsahujících železo, které jsou zodpovědné za tmavost povrchu Měsíce. V případě Merkuru tak může za jeho tmavost jiný prvek, konkrétně uhlík. Ten se na povrch dostal během impaktů, které obnažily starší kůru Merkuru, pravděpodobně vzniklou utuhnutím magmatického oceánu v rané fázi vývoje planety. Grafit, minerál tvořený uhlíkem, je totiž jeden z prvků, který má dostatečně nízkou hustotu, aby se mohl vznášet při hladině magmatického oceánu.[22] Nejvýraznějším povrchovým útvarem Merkuru je přes 1400 km se táhnoucí prohlubeň Caloris Basin, která je často považována za největší kráter ve sluneční soustavě.[23]

Planetu navštívily zatím pouze dvě sondy: nejdříve Mariner 10 v 70. letech 20. století a v prvním desetiletí 21. století sonda MESSENGER. Mariner 10 prolétl kolem Merkuru celkem třikrát, načež odeslal na Zemi přes 2700 snímků, které však pokryly povrch pouze z 45 %. Povrch planety byl tedy k roku 2009 zmapován pouze z menší části.[8] Snímky ukázaly svět podobný Měsíci s velice starou kůrou pokrytou značným množstvím impaktních kráterů od velikosti několika stovek metrů až po 1300 kilometrů.[8] Na Merkuru nebyl identifikován žádný geologický proces, který by mohl krátery omlazovat, jako např. desková tektonika na Zemi či lávové výlevy na povrchu Měsíce, a tak se zde nachází mnoho kráterů v různém stupni eroze.[8] Merkur má také hory, které ale jeví značné známky rozrušení impakty jiných těles. Horstva jsou však menšinovým činitelem, většinu povrchu nejspíše zabírají lávové planiny dvojího typu: mezikráterové a hladké.[8] Rozdíl mezi nimi spočívá v četnosti kráterů, které se na nich nacházejí. Předpokládá se, že hladké planiny jsou mladší.[8]

Oproti povrchu Měsíce či Marsu chyběly u Merkuru doklady sopečné aktivity na povrchu planety[8] až do roku 2008, kdy tam sonda MESSENGER objevila sopky.[2] Předpokládá se, že během kontrakce obvodu Merkuru se mohla planeta zmenšit až o 0,1 %, což se projevilo masivním zvrásněním kůry a jejím popraskáním.[8] Vznikly tak útesové zlomy vysoké několik kilometrů a dlouhé až stovky kilometrů.[2] Je pravděpodobné, že se díky chladnutí planety za posledních 3,8 miliardy let zmenšil její průměr o 14 km na nynějších 4879 km.[24] Od roku 2008 se pak povedlo na povrchu Merkuru identifikovat jak projevy efuzivního vulkanismu v podobě lávových proudů, tak i explozivního vulkanismu v podobě uloženin pyroklastického materiálu.[25] Odhaduje se, že efuzivní vulkanismus byl aktivní převážně před ~4,1 až 3,55 miliardami let, kdežto explozivní se odehrával od 3,9 po 1 miliardu let.[25]

Atmosféra

Podrobnější informace naleznete v článku Atmosféra Merkuru.
Pohled na oblast jižního pólu ukazuje, že planeta nemá téměř žádnou atmosféru

Merkur má velmi tenkou atmosféru, která odpovídá v podstatě vakuu.[26] Tvoří ji atomy vyražené z jeho povrchu slunečním větrem, což je důsledek slabého gravitačního pole poměrně lehké planety.[27] Jelikož je povrch Merkuru velmi horký, tyto atomy rychle unikají do vesmíru. Proto je – oproti Zemi nebo Venuši, jejichž atmosféry jsou stabilní – atmosféra Merkuru proměnlivá a musí být neustále doplňována. Tlak atmosféry na povrchu je menší než 10−10 Pa, což v pozemském měřítku odpovídá tlaku ultra-nízkému (daleko vyšší tlak má i vakuum v běžné žárovce).[28] Jelikož planeta nemá silnější atmosféru, obloha na Merkuru je vždy černá.[2][11]

Atmosféra se skládá především z kyslíku, sodíku, vodíku a helia. Helium pochází pravděpodobně ze slunečního větru,[27] i když část plynu se může uvolňovat také z nitra planety, zatímco ostatní prvky jsou uvolňovány z povrchu a doneseného meteoritického materiálu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením. V atmosféře byly pozorovány i nízké obsahy molekul oxidu uhličitého a vody, což naznačuje sopečnou aktivitu na planetě.[27] Merkurova atmosféra je tak řídká, že atomy plynů se v ní pohybují po balistických drahách a daleko častěji se srážejí s povrchem planety než samy mezi sebou.[28]

Vlivem velice nízké hustoty atmosféry, která se dá v podstatě považovat za vakuum, se v Merkurově atmosféře nevyskytují žádné meteorologické jevy, jež by bylo možno pozorovat.[11]

Teplota

Na dnech kráterů v blízkosti pólů by mohl existovat vodní led

Jelikož planeta nemá v podstatě žádnou atmosféru, která by dokázala udržet stabilní teplotu, dochází na jejím povrchu k silným teplotním výkyvům, největším v celé sluneční soustavě.[11] Teplota klesá až k −180 °C na straně odvrácené od Slunce a narůstá až k 430 °C na straně osluněné.[8][11] Tyto diametrální změny teploty během dne jsou způsobeny několika faktory. K nim se řadí rotace planety, při které jedna strana Merkuru zůstává přivrácená ke Slunci 176 dní.[11]

Voda

Původně se předpokládalo, že voda na povrchu Merkuru v žádném případě nemůže existovat.[29] Nepřítomnost atmosféry a blízkost Slunce totiž působí proti výskytu vody.[2] Výkonné radioteleskopy i měření sondy Mariner 10 však ukazují, že navzdory obrovským povrchovým teplotám může být na Merkuru led. Rotační osa Merkuru je totiž téměř kolmá k rovině oběhu, takže na dno velkých impaktních kráterů v oblastech pólů nikdy nesvítí Slunce[8] a teplota se tam soustavně drží na −161 °C.[2] Tato voda se na Merkur pravděpodobně dostala při srážkách s jádry komet.[11] Při nárazu se část vody z jádra komety mohla dostat pod povrch planety, kde je uložena v podobě vodního ledu překrytého jemným prachem, který funguje jako tepelná izolace.[8]

V roce 1991 planetologové Duane Mulhelm a Bryan Butler studovali nezmapované oblasti Merkuru za použití sedmdesátimetrové antény v kalifornském Goldstone. K velkému překvapení naměřili silný odraz vysílaného radarového signálu z oblasti severního pólu planety, který se značně podobal odrazům zjištěným u polárních čepiček na Marsu.[29] V roce 1994 se uskutečnilo stejné pozorování Merkuru, které přineslo podobné výsledky i pro oblasti okolo jižního pólu planety.[29]

Magnetické pole a radiace

Náčrtek intenzity magnetického pole planety

Sonda Mariner 10 v roce 1974 detekovala magnetické pole Merkuru o síle asi 1 % zemského.[27] To bylo pro vědecký svět překvapením, jelikož se věřilo, že takto malá planeta má jen malé pevné jádro, které již dávno vychladlo, a tudíž nevytváří magnetismus. Objev sondy znamenal přehodnocení tohoto předpokladu a možnost existence většího, částečně roztaveného jádra, které by rozdílnou rychlostí rotace mohlo generovat magnetické pole planety na principu dynama.[2] Magnetické pole je vůči rotační ose Merkuru skloněné o 7 stupňů a je natolik silné, že umožňuje vznik magnetosféry okolo planety, která odklání sluneční vítr.[30]

Existují i jiná vysvětlení magnetického pole planety, která se obejdou bez hypotézy jejího většího jádra. Může být vybuzováno remanentní magnetizací hornin obsahujících železo, které mohly být zmagnetizovány v době vzniku planety.[2]

Jak potvrdila měření další sondy MESSENGER během dvou průletů na počátku 21. století, magnetické pole Merkuru je menší než pozemské, čehož se využívá pro počítačové modelace. Současná výpočetní kapacita počítačů nestačí na numerické modelování pozemského magnetického jádra, a proto se modeluje snadnější pole Merkuru, čehož se pak používá pro snahu objasnit tajemství spojená s pozemským polem.[30]

Oběžná dráha

Animace oběžné dráhy Země a Merkuru

Merkur obíhá Slunce po eliptické dráze s poměrně velkou excentricitou dosahující 0,2056. Tato výstřednost oběžné dráhy se projevuje v tom, že v době perihélia je přibližně o 24 miliónů km blíže ke Slunci než v době afélia. Průměrná vzdálenost od centrální hvězdy je 57,9 miliónů km, kterou planeta urazí jednou za 87,969 dne průměrnou rychlostí oběhu 47,87 km/s.[1]

Vůči Zemi se planeta přibližuje a oddaluje s maximálním rozdílem 145 miliónů km, což se projevuje na pozorovatelnosti planety na noční obloze, kdy kolísá její úhlová velikost mezi 5" až 15".[1] Jelikož je Merkur mnohem blíže ke Slunci než Země, jeví se Slunce na jeho obloze až dvaapůlkrát větší než na pozemské.[2][11]

Stáčení perihelia

Podrobnější informace naleznete v článku Stáčení perihelia Merkuru.
Ilustrace stáčení perihelia

Měření parametrů oběžné dráhy Merkuru bylo také jedním z nejvýznamnějších důkazů obecné teorie relativity. Merkur má velmi výstřednou dráhu a v gravitačním poli Slunce se perihelium jeho dráhy stáčí přibližně o jeden stupeň za 6 pozemských let. Toto stáčení nebylo možné plně vysvětlit působením ostatních planet na základě Newtonových zákonů. Po započtení všech vlivů zbývala nevysvětlená odchylka 43 obloukových vteřin za století. Původně se astronomové domnívali, že působí další, dosud neznámá planeta (které říkali Vulkan). Až Einsteinova obecná teorie relativity důvod tohoto jevu plně vysvětlila.

Rotace

Ilustrativní znázornění rezonance oběžné dráhy vůči rotační době v poměru 3:2

Teprve roku 1965 se podařilo spolehlivě určit rotační dobu planety na 59 dnů, a to pomocí nových výkonných radioteleskopů.[2] Do té doby se věřilo, že Merkur má vázanou rotaci vzhledem ke Slunci, což by vedlo k tomu, že by byla ke Slunci přivrácena stále stejná strana, jež by byla vystavována extrémnímu žáru a odvrácená chladu.[31] Pomocí teleskopů se zjistilo, že planeta ve skutečnosti rotuje, a to velice pomalu, takže jedna otočka zabírá 58,646 pozemského dne.[1] Vlivem pomalé rotace trvá jeden sluneční den na Merkuru 176 pozemských dnů.[1] Vědci předpokládají, že dříve se mohl Merkur točit kolem své osy mnohem rychleji a že den mohl trvat pouhých osm hodin.[2] Vlivem gravitačního působení Slunce ale došlo k prodloužení dne až na dnešní hodnoty.[2] Jelikož rotační osa planety je kolmá na rovinu oběžné dráhy, mají všechny body na povrchu Merkuru stejně dlouhý den.[1] Merkur má vůči Slunci tzv. rotační rezonanci s oběžnou dobu v poměru 3:2.[12] Předpokládá se, že by se mohlo jednat o důsledek hypotetické srážky s velikou planetisimálou v rané historii planety. Vlivem srážky a vnitřního složení mohla planeta ztratit sférickou symetrii. Slapové síly Slunce však přesto nebyly schopny vytvořit z Merkuru těleso s vázanou rotací jako má například pozemský Měsíc. Nastala tak situace, kdy je v perihéliu ke Slunci střídavě přivrácena a odvrácena hmotnější část planety.[12]

Přechod Merkuru

Podrobnější informace naleznete v článku Přechod Merkuru.

Merkur se v určitých pravidelných cyklech ocitá mezi Sluncem a Zemí, takže je možné sledovat jeho přechod přes sluneční disk. Úkaz, při němž Merkur přejde pouze po okraji slunečního kotouče, takže do něj vstoupí jen částečně, se nazývá částečný přechod. Úplné přechody Merkuru lze pozorovat třináctkrát či čtrnáctkrát za století, a to vždy v květnu nebo listopadu. Květnové přechody nastávají asi měsíc poté, co Merkur projde svým aféliem, a mohou být od sebe vzdáleny 13 nebo 33 let. Listopadové přechody nastávají jen několik dní před tím, než Merkur dosáhne svého perihélia. Jsou dvakrát častější než květnové a mohou být od sebe vzdáleny 7, 13 nebo 33 let.[32]

Pozorování

Mapa povrchu Merkuru od Schiaparelliho z roku 1889
Mozaika pořízená sondou Mariner 10, 1974
Snímek ve falešných barvách ukazující maximální teploty severní polokoule

Merkur je znám přinejmenším již z dob starověkých Sumerů asi 3 tisíce let př. n. l.[3] Jejich pozorování jsou zaznamenána klínovým písmem na hliněných tabulkách. Poté byl Merkur pozorován ve starověkém Řecku, kde se pro něj vžily názvy Στίλβων (Stilbón) a Ἑρμάων (Hermaón).[33][34] Později byl Řeky zván Apollón po stejnojmenném bohu, pokud byl viděn ráno, či Hermés v době večera. Okolo 4. století před naším letopočtem ale antičtí astronomové poznali, že tato dvě tělesa jsou ve skutečnosti těleso jedno. Římané později pojmenovali planetu po poslovi bohů Merkurovi, jelikož při pozorování se Merkur pohybuje po obloze rychleji než všechny ostatní planety.[5][35]

Vhodné podmínky pro pozorování Merkuru nastávají v době východu nebo západu Slunce. Pro jeho pozorování je důležité, zda Merkur právě Slunce dobíhá nebo předbíhá. Pokud Slunce dobíhá, je viditelný po několik minut poté, co Slunce zapadlo za horizont. Pokud Slunce předbíhá, je možné pozorovat planetu chvíli před východem Slunce, než zanikne v narůstajícím slunečním světle.[36] Planetu je možné pozorovat pouhým okem či triedrem.[3] Merkur se nikdy nevzdaluje od Slunce dále než na 28°, což znemožňuje jeho přímé pozorování ze Země s větším rozlišením a přesností. Jasnost Merkuru se mění od 1,7 do −1,9 magnitudy a podobně jako u Měsíce je možné u Merkuru pozorovat měnící se fáze.[37]

První pozorování Merkuru pomocí dalekohledu provedl v roce 1610 italský astronom Galileo Galilei. O 21 let později byl poprvé pozorován přechod Merkuru přes sluneční disk Francouzem Pierrem Gassendimem. Další italský astronom Giovanni Battista Zupi pozoroval v roce 1639 fáze Merkuru, což byl nezvratný důkaz obíhání Merkuru kolem Slunce a nikoliv kolem Země.[3] O dva roky později se německý astronom Johann Franz Encke pokusil o první reálný odhad hmotnosti planety podle ovlivňování dráhy komety Encke.[3] Skutečnost, že existují oběžné poruchy v dráze Merkuru, začala pak vést některé astronomy k úvaze, že by se mezi Merkurem a Sluncem mohla nacházet ještě jedna planeta, kterou začali nazývat Vulkán. Vulkán ale nakonec nebyl nikdy pozorován.

Ke konci 18. století se objevil názor, že Merkur má vlastní atmosféru viditelnou dalekohledem. Byla poprvé pozorována Johnem Flamsteedem a Johannem Schröterem při přechodu Merkuru přes Slunce. Později se však ukázalo, že se jednalo pouze o kontrast mezi Sluncem a planetou.[38]

Roku 1799 se objevuje první snaha odhadnout délku dne na Merkuru. Německý astronom Schröter předpokládal na základě pozorování, že jeden den na planetě trvá podobně jako na Zemi 24 hodin. Friedrich Wilhelm Bessel určil průměr planety roku 1832 na 4855 km (současná hodnota je 4879,4 km) O mnoho později roku 1881 Giovanni Schiaparelli určil rotaci planety na 88 dní, což se shodovalo s oběžnou dobou planety okolo Slunce. Předpokládal, že planeta má vázanou rotaci, takže je ke Slunci stále přivrácena pouze jedna strana planety.

V roce 1889 se objevila první mapa povrchu Merkuru, kterou vyhotovil Giovanni Schiaparelli[3] a který předpokládal, že povrch planety musí být rotačně svázán se Sluncem slapovými jevy způsobovanými centrální hvězdou. V roce 1962 byla odvrácená strana Merkuru zkoumána za pomoci radioastronomie. Měření zjistila, že odvrácená strana planety je příliš horká, očekávaly se teploty mnohem nižší.[2] O tři roky později v roce 1965 změřili Američané Pettengil a Dyce rotační dobu planety na 59±5 dní na základě radarového pozorování Dopplerova posunu. V roce 1971 Američan Goldstein upřesnil rotační dobu na 58,65±0,25 dne pomocí stejné metody.[2]

K roku 2009 byl povrch planety prozkoumán pouze z části (okolo 45 %).[8] Jelikož se planeta nachází příliš blízko Slunci, není možné pro její pozorování použít Hubbleův kosmický dalekohled.[8] Merkur se nikdy nevzdaluje daleko od Slunce, a tak je možné planetu pozorovat pouze brzy po východu Slunce a chvíli před západem. V té době ale musí odražené světlo od planety procházet silnější vrstvou atmosféry, které až desetkrát snižují rozlišovací schopnost teleskopů.[8] V současnosti je povrch Merkuru prozkoumán v podstatě celý díky působení americké planetární sondy MESSENGER v okolí Merkuru mezi roky 2008 až 2015.

Výzkum

Obrázek Merkuru složený ze snímků sondy Mariner 10

Merkur byl poslední zkoumanou terestrickou planetou ve sluneční soustavě i přes to, že se jedná o jednu z blízkých planet.[29] Do roku 2021 byl zblízka prozkoumán pouze dvěma sondami NASA: Mariner 10 (3 průlety) a MESSENGER (naveden na oběžnou dráhu kolem Merkuru).

Minulost

Podrobnější informace naleznete v článcích Mariner 10 a MESSENGER.
Umělecká představa příletu sondy MESSENGER k Merkuru
Schematické znázornění navedení sondy MESSENGER na oběžnou dráhu Merkuru

Před letem Marineru 10 byly poznatky o Merkuru velice kusé, jelikož planetu jde ze Země jen obtížně pozorovat.[2] Mariner 10 proletěl kolem Merkuru 29. března 1974 ve vzdálenosti 705 kilometrů od povrchu. Podruhé prolétl kolem planety 21. září 1974 a 16. března 1975 pak potřetí. Během těchto třech průletů pořídil a odeslal zpět k Zemi přes 2700 použitelných fotografií o různém rozlišení mezi 4 km až 100 m na pixel,[39] které celkově pokryly 45 % povrchu. Jedním z obrovských překvapení mise bylo objevení a změření magnetického pole planety, což změnilo pohled na vnitřní stavbu planety.[2]

3. srpna 2004 odstartovala k Merkuru další sonda americké kosmické agentury NASAMESSENGER. Na oběžnou dráhu kolem planety byla navedena 18. března 2011,[40] ale už 14. ledna 2008 a 6. října 2008 byly provedeny první dva průlety kolem planety,[41] třetí proběhl 29. září 2009.[42] Vzhledem ke svému zaměření (výzkum planety samotné i její magnetosféry) sonda obíhala kolem Merkuru po velmi eliptické oběžné dráze, která se k povrchu planety přibližovala vždy u severní polokoule. Sonda ukončila svou úspěšnou misi 30. dubna 2015.[43]

Budoucnost

Roku 2018 odstartovala družice BepiColombo, která po šesti průletech okolo Merkuru (2021-2025) dorazí na jeho oběžnou dráhu v prosinci 2025.[44] Během navedení na oběžnou dráhu se BepiColombo rozdělí na dvě samostatné sondy, které se budou doplňovat: MPO (Mercury Planetary Orbiter – sonda pozorující planetu) Evropské kosmické agentury ESA a MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter – sonda studující magnetosféru) dodaná japonskou kosmickou agenturou JAXA.[45] Budou obíhat Merkur po eliptických drahách, přičemž dráha MPO má mít menší výstřednost.

Merkur v kultuře

Jméno planety

Bůh Merkur na rytině z 16. století
Mercury symbol (planetary color).svg

antickém Řecku nesl Merkur dvojí označení i přes to, že antičtí astronomové věděli, že se jedná o jedno a totéž těleso. Dvě jména byla důsledkem ranního a večerního objevování se na obloze. Pro ranní hvězdu se vžil název Apollo a pro večerní hvězdu pak jméno Hermés.[3] V antických dobách se již u některých (např. u Hérakleita) objevoval názor, že Merkur, podobně jako Venuše, nejspíše obíhá kolem Slunce a nikoliv kolem Země.[3]

Dnešní název planety pochází z římské mytologie, kde Mercurius bylo jméno římského boha obchodu, cestování a šikovných zlodějů, který byl protějškem řeckého boha Herma. Bůh Hermés byl zobrazován jako okřídlený boží posel, a je tedy pravděpodobné, že jméno planety s ním bylo spojeno také díky jejímu rychlému pohybu po obloze.[3] Hermés byl zpravidla považován za syna boha nebes Caela a uctívání se mu dostávalo převážně od obchodníků. Jméno bylo pak počeštěno na dnešní Merkur. Základ slova pochází z latinského „merx“ (mzda či odměna) anebo „mercor“ (kupujeme, obchodujeme).[46]

Na území dnešního Česka používaly slovanské kmeny ve své mytologii označení Dobropán.[3] V Číně byl pojmenován Šuej-sing a označován jako „planeta vody“.[47] Severská mytologie spojovala Merkur s bohem Ódinem.[48]

Sci-fi

Merkur posloužil jako námět celé řady sci-fi děl. Často se objevuje téma spojené s extrémní radiací na povrchu planety či pomalou rotací a přechodem dne a noci. V literatuře se vyskytují hlavně dva obrazy Merkuru. Planety, která je z jedné strany chladná a z druhé žhavá. Tato představa se vyskytuje hlavně v dílech psaných před rokem 1965, kdy bylo prokázáno, že planeta pomalu rotuje. Druhý modernější obraz planety odráží novější vědecké poznatky.

Mezi starší díla popisující Merkur jako nerotující těleso patří například kniha anglického spisovatele Erica Rückera Eddisona z roku 1922 s názvem The Worm Ouroboros pojednávající o věčném boji dvou národů proti sobě. V knize nejsou obsaženy žádné do té doby známé znalosti o Merkuru. Mezi významné autory sci-fi píšící o Merkuru patří i Isaac Asimov, který na povrch planety situoval několik svých povídek (Runaround, The Dying Night, Lucky Starr and the Big Sun of Mercury). Všechny byly napsány před tím, než astronomové zjistili, že planeta nemá vázanou rotaci, což je námět, který se v povídkách často vyskytuje. Do roku 1965 spadají i některá díla od Arthura C. Clarka (Islands in the Sky), Larryho Nivena (The Coldest Place), Hugha Walterse (Mission to Mercury) a mnohá další.

Po roce 1965 se mění koncept děl a Merkur se začíná objevovat jako rotující planeta. Znovu se dostává do díla Arthura C. Clarka v díle Setkání s Rámou vydaném v roce 1973, jež pojednává o mimozemské lodi prolétávající sluneční soustavou v těsné blízkosti Slunce. Během průletu přistanou na její palubě lidé, kteří začnou rozsáhlý vnitřek prozkoumávat a sledovat oživování celé lodě. V roce 1986 vycházejí novely a povídky amerického autora Kima Kim Stanleyho Robinsona zabývající se Merkurem (hlavně Mercurial) a současně se objevuje i v románu Modrý Mars. V povídce Mercurial je hlavním motivem město neustále pojíždějící po rovníku planety ve stínu a unikající před smrtící radiací, jež dopadá na přivrácenou stranu planety. Celému městu vládne autokratický tyran.

Merkur se vyskytuje taktéž ve filmové tvorbě, například v seriálu Futurama či ve filmu Sunshine.

Odkazy

Reference

V tomto článku byly použity překlady textů z článků Mercury in fiction na anglické Wikipedii a Mercury (planet) na anglické Wikipedii.

  1. a b c d e f ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava: Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2. S. 108. [dále jen ČERMAN]. 
  2. a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t CALVIN J., Hamilton. Solarviews.com - Mercury [online]. Solarviews.com [cit. 2009-01-22]. Dostupné v archivu pořízeném dne 1999-10-12. (anglicky) 
  3. a b c d e f g h i j k l Astronomia: Merkur [online]. Astronomia [cit. 2009-01-11]. Dostupné online. 
  4. WUDKA, Jose. Precession of the perihelion of Mercury [online]. Department of Physics and Astronomy at the University of California, Riverside, 1998-09-24 [cit. 2009-10-04]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2011-08-13. (anglicky) 
  5. a b DUNNE, J. A.; BURGESS, E. The Voyage of Mariner 10: Mission to Venus and Mercury [online]. NASA History Office, 1978 [cit. 2009-09-06]. Kapitola Chapter One. Dostupné online. (anglicky) 
  6. DUNCAN, John Charles. Astronomy: A Textbook. 1. vyd. [s.l.]: Harper & Brothers, 1946. S. 125. (anglicky) 
  7. Formation of Mercury [online]. [cit. 2009-06-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  8. a b c d e f g h i j k l m n o p q Povrch Merkuru [online]. Astronomia [cit. 2009-01-15]. Dostupné online. 
  9. a b Mercury Fact Sheet [online]. NASA Goddard Space Flight Center, 2007-11-30 [cit. 2009-10-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  10. a b STROM, Robert G. Exploring Mercury: the iron planet. [s.l.]: Springer, 2003. Dostupné online. ISBN 1852337311. (anglicky) 
  11. a b c d e f g h MERCURY [online]. Washington, D.C.: National Oceanic and Atmospheric Administration [cit. 2009-01-28]. Dostupné online. (anglicky) 
  12. a b c d e ČERMAN, s. 111.
  13. GOLD, Lauren. Mercury has molten core, Cornell researcher shows [online]. National Radio Astronomy Observatory, 2008-05-12 [cit. 2009-10-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  14. SPOHN, Tilman; SOHL, Frank; WIECZERKOWSKI, Karin; CONZELMANN, Vera. The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo. S. 1561–1570. Planetary and Space Science [online]. 2001-12 [cit. 2021-01-07]. Roč. 49, čís. 14–15, s. 1561–1570. Dostupné online. DOI 10.1016/S0032-0633(01)00093-9. (anglicky) 
  15. Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2nd edition.
  16. ANDERSON, J. D.; JURGENS, R. F.; LAU, E. L.; SLADE III, M. A.; SCHUBERT, G. Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data. S. 690–697. Icarus [online]. 1996-12-01 [cit. 2021-01-07]. Roč. 124, čís. 2, s. 690–697. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1996.0242. (anglicky) 
  17. a b c d BENZ, Willy; SLATTERY, Wayne L.; CAMERON, A. G. W. Collisional stripping of Mercury's mantle. S. 516–528. Icarus [online]. 1988-06-01 [cit. 2021-01-07]. Roč. 74, čís. 3, s. 516–528. Dostupné online. DOI 10.1016/0019-1035(88)90118-2. (anglicky) 
  18. a b CAMERON, A.G.W. The partial volatilization of Mercury. S. 285–294. Icarus [online]. 1985-11 [cit. 2021-01-07]. Roč. 64, čís. 2, s. 285–294. Dostupné online. DOI 10.1016/0019-1035(85)90091-0. (anglicky) 
  19. WEIDENSCHILLING, S.J. Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury. S. 99–111. Icarus [online]. 1978-07 [cit. 2021-01-07]. Roč. 35, čís. 1, s. 99–111. Dostupné online. DOI 10.1016/0019-1035(78)90064-7. (anglicky) 
  20. GRAYZECK, Ed. MESSENGER Web Site [online]. [cit. 2008-04-07]. Dostupné online. (anglicky) 
  21. Bepicolombo [online]. ESA Science & Technology [cit. 2008-04-07]. Dostupné online. (anglicky) 
  22. Mercury's mysterious 'darkness' revealed [online]. [cit. 2016-03-19]. Dostupné online. (anglicky) 
  23. ČERMAN, s. 112.
  24. Lidovky cz. Planeta Merkur se neustále zmenšuje, zjistili vědci. Lidovky .cz [online]. 2014-03-18 [cit. 2014-04-05]. Dostupné online. 
  25. a b THOMAS, Rebecca J.; ROTHERY, David A.; CONWAY, Susan J.; ANAND, Mahesh. Long-lived explosive volcanism on Mercury. S. 6084–6092. Geophysical Research Letters [online]. 2014-09-16 [cit. 2021-01-07]. Roč. 41, čís. 17, s. 6084–6092. Dostupné online. DOI 10.1002/2014GL061224. (anglicky) 
  26. Mercury Fact Sheet
  27. a b c d ČERMAN, s. 114.
  28. a b Atmosféra Merkuru [online]. Astronomia [cit. 2009-01-15]. Dostupné online. 
  29. a b c d The Discovery of Water Ice on Mercury [online]. Charlottesville: National Radio Astronomy Observatory [cit. 2009-01-28]. Dostupné online. (anglicky) 
  30. a b TUČEK, Josef. Český vědec pomáhá zkoumat okolí planety Merkur [online]. Aktualne.cz [cit. 2009-05-16]. Dostupné online. 
  31. Mercury Facts and Pictures [online]. planetary.org [cit. 2009-09-24]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-09-24. (anglicky) 
  32. Transits of Mercury, Fourteen century catalog 1601 AD – 3000 AD [online]. [cit. 2009-09-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  33. LIDDELL, H. G.; SCOTT, R. Greek-English Lexicon, A: Revised Supplement. Příprava vydání H. S. Jones a R. McKenzie. 9. vyd. Oxford: Clarendon Press, 1996. ISBN 0-19-864226-1. S. 690. (anglicky) [dále jen Liddell & Scott]. 
  34. Liddell & Scott, str. 1646.
  35. ANTONIADI, Eugène Michel. The Planet Mercury. Překlad Patrick Moore. Shaldon: Keith Reid Ltd., 1974. 83 s. S. 9–11. (anglicky) 
  36. ČERMAN, s. 109.
  37. ČERMAN, s. 110.
  38. Tatarewicz, Joseph N.: Mercury. s. 324. In:Lankford, John: History of astronomy: an encyclopedia. Garland Publishing : New York – London. 1997.
  39. STROM, R. G. Mercury - A post-Mariner 10 assessment [online]. Space Science Reviews [cit. 2009-10-12]. Dostupné online. (anglicky) 
  40. GROSHONG, Kimm. Messenger probe nudged towards Venus flyby [online]. NewScientist [cit. 2009-06-10]. Dostupné online. (anglicky) 
  41. MESSENGER's Planetary Flybys [online]. Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging (MESSENGER) [cit. 2009-06-10]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-12-01. (anglicky) 
  42. Interaktivní přehled průletů [online]. Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging (MESSENGER) [cit. 2009-06-10]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2013-05-13. (anglicky) 
  43. ČTK. Messengeru došlo všechno palivo, zřítil se na povrch Merkuru. Novinky.cz [online]. 2015-04-30 [cit. 2015-05-01]. Dostupné online. 
  44. BepiColombo factsheet [online]. ESA [cit. 2021-09-04]. Dostupné online. (anglicky) 
  45. BepiColombo brochure [online]. ESA [cit. 2021-09-04]. Dostupné online. (anglicky) 
  46. Behind the Name - MERCURY [online]. [cit. 2009-09-06]. Dostupné online. (anglicky) 
  47. LAIFR, Václav. Čínská astronomie a čínská souhvězdí [PDF]. Astropis [cit. 2009-09-30]. Dostupné online. 
  48. BAKICH, Michael E. The Cambridge Planetary Handbook. [s.l.]: Cambridge University Press, 2000. Dostupné online. ISBN 0521632803. 

Související články

Externí odkazy

Média použitá na této stránce

Reprocessed Mariner 10 image of Mercury.jpg
Reprocessed Mariner 10 data was used to produce this image of Mercury. The smooth band is an area of which no images were taken.
Mercury symbol (fixed width).svg
Autor: Denis Moskowitz, Licence: CC BY-SA 4.0
Planetary symbol for Mercury
MESSENGER - spacecraft at mercury - atmercury lg.jpg
Artist depiction of the MESSENGER spacecraft in orbit around Mercury.
Mercury in color - Prockter07-edit1.jpg
Enhanced-color image of Mercury from first MESSENGER flyby.
Mercury symbol (planetary color).svg
Autor: Kwamikagami, Licence: CC BY-SA 4.0
white Mercury symbol on a pale silver (C9C0BB) background, from the planet's association with quicksilver
MESSENGER looking Toward the South Pole of Mercury.png

Text from the original image release:
One week ago, on January 14, 2008, the MESSENGER spacecraft passed 200 kilometers (124 miles) above the surface of Mercury and snapped the first pictures of a side of Mercury not previously seen by spacecraft. This image shows that previously unseen side, with a view looking toward Mercury's south pole. The southern limb of the planet can be seen in the bottom right of the image. The bottom left of the image shows the transition from the sunlit, day side of Mercury to the dark, night side of the planet, a transition line known as the terminator. In the region near the terminator, the sun shines on the surface at a low angle, causing the rims of craters and other elevated surface features to cast long shadows, accentuating height differences in the image. A raised crater rim that is just catching the last glint of sunlight can be seen prominently in this terminator region.

This image is just one in a planned sequence of 42 images acquired by the Narrow Angle Camera (NAC) of the Mercury Dual Imaging System (MDIS). From these 42 images, the MESSENGER team is creating a high-resolution mosaic image of this previously unseen portion of Mercury. In total during the flyby, MDIS took more than 1200 images, which are being combined to create multiple mosaics with different resolutions and of different portions of the planet. The creation of high-resolution mosaic images will enable a global view of Mercury's surface and will be used to understand the geologic processes that made Mercury the planet we see today.

This image was acquired about 98 minutes after MESSENGER's closest approach to Mercury, when the spacecraft was at a distance of about 33,000 kilometers (21,000 miles).

Mission Elapsed Time (MET) of image: 108830711

Additional notes:

The crater near the center of the top edge is Neruda. The prominent crater near bottom center is Magritte. The pole itself is beyond the horizon. Image EN0108830711M.
Mercuryorbitsolarsystem.gif
Autor: Lookang many thanks to author of original simulation = Todd K. Timberlake author of Easy Java Simulation = Francisco Esquembre, Licence: CC BY-SA 3.0
Mercury is approximately 0.3871 astronomical units (AU) compared to the Earth out from the Sun, and it takes It takes 88 days to complete an orbit, thus the animated gif shows it revolving the Sun approximately 4.14 times (yellow trail) compared to Earth's 365 days(blue trail)
PIA19247-Mercury-NPolarRegion-Messenger20150316.jpg
PIA19247: Hot and Cold

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19247

This view shows Mercury's north polar region, colored by the maximum biannual surface temperature, which ranges from >400 K (red) to 50 K (purple). As expected for the Solar System's innermost planet, areas of Mercury's surface that are sunlit reach high temperatures, and hence most of this image is colored red.

In contrast, some craters near Mercury's poles have regions that remain permanently in shadow, and in these regions even the maximum temperatures can be extremely low. Evidence from MESSENGER and Earth-based observations indicate that water ice deposits are present in these cold craters. The craters nearest Mercury' poles have surface temperatures less than 100 K (-173°C, -280°F), and water ice is stable on the surface, such as in Prokofiev. However, many craters near but somewhat farther from Mercury's poles have cold, permanently shadowed interiors, but the maximum temperature is too high for water ice to persist at the surface. In these craters, water ice is present but is buried beneath a thin, low-reflectance volatile layer likely consisting of organic-rich material, such as in Berlioz crater.

This image was presented at a press event at the Lunar and Planetary Science Conference. Visit the press event website to learn more!

Scale: Prokofiev, the largest crater near the top center of the image, has a diameter of 112 km (70 miles) Prokofiev Center Latitude: 85.77° Prokofiev Center Longitude: 62.92° E Map Projection: Orthographic

The MESSENGER spacecraft is the first ever to orbit the planet Mercury, and the spacecraft's seven scientific instruments and radio science investigation are unraveling the history and evolution of the Solar System's innermost planet. During the first two years of orbital operations, MESSENGER acquired over 150,000 images and extensive other data sets. MESSENGER is capable of continuing orbital operations until early 2015.
Solar System Template Final.png
Major Solar System objects. Sizes of planets and Sun are roughly to scale, but distances are not. This is not a diagram of all known moons – small gas giants' moons and Pluto's S/2011 P 1 moon are not shown.
The Seven Planets - Mercury.jpg
Beham, (Hans) Sebald (1500-1550): Mercury, from The Seven Planets with the Signs of the Zodiac, 1539 (Bartsch 119; Pauli, Holl. 121), first state of three, trimmed to the platemark, occasional skinning verso, with associated tiny paper losses at the upper sheet edge, otherwise generally in very good condition.
Mercury Internal Structure.svg
Autor: Joel Holdsworth (Joelholdsworth), Licence: CC-BY-SA-3.0
Diagram of the interior structure of the planet Mercury
  1. Crust - 100-200km thick
  2. Mantle - 600km thick
  3. Nucleus - 1,800km radius
MESSENGER trajectory cs.svg
MESSENGER trajectory.
EW1027346412Gnomap.png
The Tolstoj basin (355 km in diameter) can be seen at the bottom edge of the frame, its center filled with smooth plains and surrounded by a large region of low-reflectance ejecta. The fresh, bright-rayed crater Nureyev is visible near the limb.

This image was acquired as part of MDIS's limb imaging campaign. Once per week, MDIS captures images of Mercury's limb, with an emphasis on imaging the southern hemisphere limb. These limb images provide information about Mercury's shape and complement measurements of topography made by the Mercury Laser Altimeter (MLA) of Mercury's northern hemisphere.

The MESSENGER spacecraft is the first ever to orbit the planet Mercury, and the spacecraft's seven scientific instruments and radio science investigation are unraveling the history and evolution of the Solar System's innermost planet. During the first two years of orbital operations, MESSENGER acquired over 150,000 images and extensive other data sets. MESSENGER is capable of continuing orbital operations until early 2015.
Hun Kal crater on Mercury cropped.png
A fresh new crater in the center of an older crater basin provides a landmark for the tiny crater named Hun kal- the Mayan number 20 - which is the basis for positioning the longitudes on Mercury. By definition, the 20° meridian passes through the center of this small crater. Assuming that the spin axis of Mercury is perpendicular to its orbital plane, the latitude of Hun Kal is 0.23°S. This picture, which covers an area of 130 by 170 km ( 90 by 105 mi), was taken from a distance of about 20,700 km (12,860 mi), a half-hour before Mariner made its first close flyby of Mercury, March 1974.
Mercury's orbital resonance.png
(c) Worldtraveller, CC-BY-SA-3.0
Diagram showing how Mercury's orbital period and rotational period are locked in a 3:2 resonance.
PIA19420-Mercury-NorthHem-Topography-MLA-Messenger-20150416.jpg
PIA19420: The Ups and Downs of Mercury's Topography

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19420

Measurements from MESSENGER's MLA instrument during the spacecraft's greater than four-year orbital mission have mapped the topography of Mercury's northern hemisphere in great detail. The view shown here is an interpolated shaded relief map of these data. The lowest regions are shown in purple, and the highest regions are shown in red. The difference in elevation between the lowest and highest regions shown here is roughly 10 kilometers! Among the prominent features visible here are the smooth northern volcanic plains and the enigmatic northern rise. The low-lying craters near the north pole host radar-bright materials, thought to be water ice. Linear artifacts can be seen in some areas of this map. These are due to individual MLA tracks that need minor adjustments in order to fit the rest of the data. Crossover analysis and better knowledge of the spacecraft position can be used to adjust these tracks and improve the map.

Instrument: Mercury Laser Altimeter (MLA) Center Latitude: 90° Center Longitude: 0° E Latitude Range: 45° to 90° N

The MESSENGER spacecraft is the first ever to orbit the planet Mercury, and the spacecraft's seven scientific instruments and radio science investigation are unraveling the history and evolution of the Solar System's innermost planet. In the mission's more than four years of orbital operations, MESSENGER has acquired over 250,000 images and extensive other data sets. MESSENGER's highly successful orbital mission is about to come to an end, as the spacecraft runs out of propellant and the force of solar gravity causes it to impact the surface of Mercury in April 2015.
Perihelion precession of Mercury (cs).svg
Ilustrace stáčení perihelia Merkuru.