Mercurius planeet

Astronomische basisgegevens

Mercurius is in meerdere opzichten een extreme planeet. Vanwege de nabijheid van de zon - de gemiddelde baanafstand is 58 miljoen km (36 miljoen mijl) - heeft het het kortste jaar (een revolutieperiode van 88 dagen) en ontvangt het de meest intense zonnestraling van alle planeten. Met een straal van ongeveer 2.440 km (1.516 mijl) is Mercurius de kleinste grote planeet, zelfs kleiner dan de grootste maan van Jupiter, Ganymedes, of de grootste maan van Saturnus, Titan. Bovendien is Mercurius ongewoon dicht. Hoewel de gemiddelde dichtheid ongeveer die van de aarde is, heeft hij minder massa en wordt hij dus minder gecomprimeerd door zijn eigen zwaartekracht; wanneer gecorrigeerd voor zelfcompressie, is de dichtheid van Mercurius de hoogste van elke planeet. Bijna tweederde van de massa van Mercurius zit in de grotendeels ijzeren kern, die zich uitstrekt van het centrum van de planeet tot een straal van ongeveer 2.100 km (1.300 mijl), of ongeveer 85 procent van de weg naar het oppervlak. De rotsachtige buitenste schil van de planeet - de oppervlaktekorst en de onderliggende mantel - is slechts ongeveer 300 km (200 mijl) dik.

Observationele uitdagingen

Gezien vanaf het aardoppervlak verbergt Mercurius zich in de schemering en de schemering, nooit meer dan ongeveer 28 ° in hoekafstand van de zon. Het duurt ongeveer 116 dagen voordat opeenvolgende verlengingen - dwz dat Mercurius terugkeert naar hetzelfde punt ten opzichte van de zon - in de ochtend- of avondlucht. Dit wordt de synodische periode van Mercurius genoemd. De nabijheid van de horizon betekent ook dat Mercurius altijd door meer van de turbulente atmosfeer van de aarde wordt gezien, waardoor het zicht wazig wordt. Zelfs boven de atmosfeer, worden sterrenwachten zoals de Hubble-ruimtetelescoop beperkt door de hoge gevoeligheid van hun instrumenten om zo dicht mogelijk bij de zon te richten als nodig zou zijn om Mercurius te observeren. Omdat de baan van Mercurius binnen de aarde ligt, gaat deze af en toe rechtstreeks tussen de aarde en de zon. Deze gebeurtenis, waarbij de planeet telescopisch of door ruimtevaartuiginstrumenten kan worden waargenomen als een kleine zwarte stip die de heldere zonneschijf kruist, wordt een doorgang genoemd (zie verduistering) en komt ongeveer een dozijn keer per eeuw voor. De volgende doorvoer van Mercurius vindt plaats in 2019.

Mercurius biedt ook moeilijkheden bij het bestuderen met een ruimtesonde. Omdat de planeet zich diep in het zwaartekrachtsveld van de zon bevindt, is er veel energie nodig om het traject van een ruimtevaartuig vorm te geven om het van de baan van de aarde naar dat van Mercurius te brengen, zodat het in een baan rond de planeet kan gaan of kan landen het. Het eerste ruimtevaartuig dat Mercury bezocht, Mariner 10, was in een baan om de zon toen het in 1974–75 drie korte flyby's van de planeet maakte. Bij het ontwikkelen van volgende missies naar Mercurius, zoals het in 2004 gelanceerde US Messenger-ruimtevaartuig, berekenden ruimtevaartingenieurs complexe routes, waarbij ze gebruik maakten van zwaartekrachtassistenten (zie ruimtevlucht: Planetaire vluchten) van herhaalde flybys van Venus en Mercurius gedurende meerdere jaren. In het ontwerp van de Messenger-missie kwam het ruimtevaartuig, na observaties van gematigde afstanden tijdens planetaire flybys in 2008 en 2009, in een langgerekte baan rond Mercurius voor close-uponderzoeken in 2011. Bovendien, de extreme hitte, niet alleen van de zon maar ook opnieuw uit Mercury zelf, daagde ruimtevaartuigontwerpers uit om instrumenten koel genoeg te houden om te werken.

Orbitale en rotatie-effecten

De baan van Mercurius is de meest hellende van de planeten en kantelt ongeveer 7 ° van de ecliptica, het vlak dat wordt bepaald door de baan van de aarde rond de zon; het is ook de meest excentrieke of langgerekte planetaire baan. Als gevolg van de langgerekte baan verschijnt de zon meer dan tweemaal zo helder aan de hemel van Mercurius wanneer de planeet het dichtst bij de zon staat (bij het perihelium), op 46 miljoen km (29 miljoen mijl), dan wanneer deze het verst van de zon verwijderd is (bij aphelion), op bijna 70 miljoen km (43 miljoen mijl). De rotatieperiode van de planeet van 58,6 aardse dagen ten opzichte van de sterren - dat wil zeggen de lengte van de sterrentijd - zorgt ervoor dat de zon langzaam naar het westen beweegt in de hemel van Mercurius. Omdat Mercurius ook om de zon draait, worden de rotatie- en revolutieperiodes zo gecombineerd dat de zon drie Mercuriaanse siderische dagen, of 176 aardse dagen, nodig heeft om een ​​volledig circuit te maken - de lengte van haar zonnedag.

Zoals beschreven door de wetten van planetaire beweging van Kepler, reist Mercurius zo snel rond het Zonlicht rond het Zonlicht dat de Zon de koers lijkt te veranderen in de hemel van Mercurius, kort naar het oosten beweegt voordat hij zijn westelijke opmars hervat. De twee locaties op de evenaar van Mercurius waar deze oscillatie 's middags plaatsvindt, worden hete polen genoemd. Terwijl de bovenliggende zon daar blijft hangen en ze bij voorkeur verwarmt, kunnen oppervlaktetemperaturen hoger zijn dan 700 Kelvin (K; 800 ° F, 430 ° C). De twee equatoriale locaties op 90 ° van de hete polen, warme polen genoemd, worden nooit zo heet. Vanuit het perspectief van de warme polen staat de zon al laag aan de horizon en staat op het punt onder te gaan wanneer hij het helderst wordt en zijn korte koersomkering uitvoert. Nabij de noord- en zuidrotatiepolen van Mercurius zijn de bodemtemperaturen zelfs kouder, lager dan 200 K (−100 ° F, −70 ° C), wanneer verlicht door grazend zonlicht. Oppervlaktetemperaturen dalen tot ongeveer 90 K (−300 ° F, −180 ° C) tijdens de lange nachten voor zonsopgang van Mercurius.

Het temperatuurbereik van Mercurius is het meest extreme van de vier binnenste, terrestrische planeten van het zonnestelsel, maar de nachtzijde van de planeet zou nog kouder zijn als Mercurius het ene gezicht voortdurend in de richting van de zon en het andere in eeuwige duisternis hield. Totdat op de aarde gebaseerde radarwaarnemingen in de jaren zestig anders bewezen, hadden astronomen lang gedacht dat dit het geval zou zijn, wat zou volgen als de rotatie van Mercurius synchroon was - dat wil zeggen als de rotatieperiode dezelfde was als de revolutieperiode van 88 dagen. Telescopische waarnemers, beperkt tot het periodiek bekijken van Mercurius onder omstandigheden die worden voorgeschreven door de hoekafstand van Mercurius tot de zon, waren misleid om tot de conclusie te komen dat hun waarneming van de nauwelijks te onderscheiden kenmerken op het oppervlak van Mercurius bij elke gelegenheid een synchrone rotatie aangaf. Uit de radarstudies bleek dat de rotatieperiode van 58,6 dagen van de planeet niet alleen verschilt van de omlooptijd, maar ook precies tweederde ervan.

De excentriciteit van Mercurius en de sterke zonnetijden - vervormingen die in het lichaam van de planeet ontstaan ​​door de aantrekkingskracht van de zon - verklaren kennelijk waarom de planeet driemaal roteert om de twee keer dat hij om de zon draait. Mercurius had vermoedelijk sneller rondgedraaid toen het zich vormde, maar het werd vertraagd door getijdenkrachten. In plaats van te vertragen tot een toestand van synchrone rotatie, zoals is gebeurd met veel planetaire satellieten, waaronder de maan van de aarde, raakte Mercurius vast met de rotatiesnelheid van 58,6 dagen. In dit tempo trekt de zon herhaaldelijk en vooral sterk aan de getijdengeïnduceerde uitstulpingen in Mercurius 'korst aan de hete polen. De kans op het vangen van de spin in de periode van 58,6 dagen werd enorm vergroot door getijdenwrijving tussen de vaste mantel en de gesmolten kern van de jonge planeet.