OSOBNÍ STRANA

PLANETY

SLUNÍČKO

VESMÍR A VůBEC

LINKY



Merkur
obrazek Merkuru

MERKUR

Rovníkový poloměr - 2 434 km
Perioda rotace - 58 d 15 h 30 min
Doba, po kterou se šíří světlo ze slunce - 3 min 15 s
Střední vzdálenost od slunce - 0,387 099 AU
Střední vzdálenost od slunce - 57 910 000 km
Sklon dráhy k ekliptice - 7,00416°
Sklon osy - ~ 0 stupňů
Hustota 5,4
Rovníkový průměr - 4880 km
Střední rychlost siderického pohybu - 60,09 km/s
Oběžná doba siderická - 0,24085 roků (tropických)
Oběžná doba siderická - 0,24085 roků (tropických)
Oběžná doba synodická - 0,31727 roků (tropických)
Měsíce Merkur je bez měsíců

Těleso planety

Merkur má průměr 4 868 km, a je tedy kromě Pluta nejmenší z planet sluneční soustavy. Jedna z charakteristik vlastního tělesa planety je však velmi pozoruhodná   - hustota malé planety byla určena na 5 400 kg na metr krychlový , tedy velmi vysoká, srovnatelná s hustotou Země (5 520). Je to skutečná vzláštnost, poněvadž u ostatních terestrických těles klesá s rozměry i hustota - Jen Merkur činí vyjímku z tohoto pravidla. Uvedená skutečnost se promítá do úvah o vnitřní stavbě Merkuru i do hypotéz o vzniku sluneční soustavy.

K úvahám o vnitřní stavbě planet je však  nutné předeslat , že jde skutečně jen o hypotézy a někdy o nepodložené spekulace. Ke zpřesnění podobných představ chybí to nejzákladnější - pozorovací materiál. Dokonce i nitro naší planety, na níž žijeme a která je neustále přístupná různým druhům měření a pozorování, prakticky neznáme. Například úvaha o tom že Země má železné jádro , vyplynula původně jen z nutnosti vysvětlit celkově vysokou hustotu planety, jejíž povrchové vrstvy mají hustotu nepoměrně nižší. Podobně u Merkuru se často předpokládá, že má železné jádro.

Povrch planety

Již z dřívějších měření bylo známo , že povrch Merkuru je asi v mnoha ohledech podobný povrchu našeho Měsíce. Obě tělesa mají podobnou závislost jastnosti na fázovém úhlu, podobné albedo , barevný index i polarizační křivku, vyjadřující závislost polarizace světla odrážejícího se od povtrchu tělesa při určitém fázovém úhlu (fázový úhel je úhel, který svírají přímky vedené ze středu  daného tělesa ke středu Slunce a ke středu Země). Teprve sondy Mariner, které proletěly kolem Merkuru, však ukázaly, že podoba mezi oběma tělesy se týká nejen povrchu jako celku, ale i jeho podrobností. Povrch Merkuru je podobně jako u Měsíce pokryt  změtí kráterů a valových rovin a je nepochybně také velmi starý. Podoba mezi oběma povrchy jde tal daleko, že na první pohled by bylo možné zamenit detailní snímek povrchu Merkuru za snímek povrchu Měsíce. Zřejmě i mechanismy, které formovaly povrch obou těles, byly buď zcela totožné, nebo alespoň velmi příbuzné.

Ale na druhé straně existují mezi oběma tělesy i určité rozdíly. V měřítku celého tělesa je nejnápadnější, že na Merkuru chybějí útvary obdobné měsíčním mořím,tedy rozcáhlé , tmavé  a relativně málo drsné plochy. Další vzláštností povrchu Merkuru jsou poměrně ploché planiny mezi velkými kratery a valovými rovinami, daleko méně rozrušené krátery než analogické plochy na měsíčních pevninách. Zdá se, že tyto planiny v mnoha případech existovaly ještě před vznikem impaktních kráterů a že snad představují ne-li původní, tak alespoň velmi starý  planetární povrch. Konečně pak je na Merkuru značně nižší relativní četnost velkých kráterů s průměry 20 až 50 km.

Jednou z příčin odlišnosti povrchu  Merkuru by mohlo být asi dvakrát větší tíhové zrychlení na povrchu této planety, než je na Měsíci. Přijme-li se předpoklad že tzv. primární krátery vznikly dopadem velkých meteoroidů a sekundární krátery dopadem velkých bloků horniny vyvržených  při vzniku primárního kráteru, může být velikost tíhového zrychlení opravdu závažná. Bloky vymrštěné z primárního kráteru pokryjí na Merkuru pouze asi šestinu plochy, než jakou pokryjí produkty srovnatelného impaktu na Měsíci. Další vzláštností Merkurova povrchu jsou táhlé vyvýšeniny, které lze sledovat na vzdálenost několika set kilometrů. Podle názoru některých planetologů by mohli vzniknout jako výsledek postupného smrštování kůry planety dané pokračujícím chaldnutím poměrně velkého železného jádra. Naproti tomu nejsou na Merkuru videitelné stopy tektonické činnosti obvyklé na Marsu a Měsíci, a také žádné důkazy výrazné vulaknické činnosti, která by se projevovala v delším odstupu po kráterotvorném období. Většina útvarů na povrchu Merkuru  má nápadně ostré obrysy, což jednak svědčí o úplné nepřítomnosti erozních vlivů,jednak o vysokém stáří většiny Merkurova povrchu vzhledem k tomu , že krátery vznikly před 3 až 4 miliardami let.

Jedním z velmi zajímavých zjištění sondy Mariner bylo potvrzení existence magnetického pole Merkuru. Magnetické pole planety je dipolové podobně orientované jako magnetické pole Země a dosahuje asi 1 % intenzity zemského pole. Je to zdánlivě pole slabé , ale daleko větší než  magnetická pole naměřená na podstatně větších planetách - Venuši a Marsu. Mechanismus vzniku magnetického pole planet je zatím značně nejasný , ale objev magnetického pole Merkuru vyvrací možnost, že by rozhodující    podmínkou byla velikost tělesa nebo rychlost rotace. Důležitější asi bude vnitřní stavba planety, právě odlišná rotace vnitřního železného jádra a povrchu planety. Tato rotace se může lišit  jen o velmi malou hodnotu (rodíl 1 otáčky za mnoho století) , ale i to stačí k vybuzení magnetického pole.

Podmínky na povrchu

Podmínky na povrchu jsou nejdrsnější ze všech vnitřních planet , Jw-li Merkur v perihéliu, dopadá na jednotku jeho  plochy zhruba desetkrát více energie než na Měsíc. Polední teploty na rovníku planety dosahují až 700 K, zatímco na noční polokouli klesají až na méně než 100 K. Jinou pozoruhodností Merkuru je podpovrchová teplota v rovníkových oblastech setrvávající nad bodem varu vody a v polárních oblastech nad bodem mrazu. Je to velký rozdíl proti Měsíci a Marsu , kde je podpovrchová teplota trvale  pod bodem mrazu a kde  se voda uvolňovaná z nitra planety (kromě vulaknické činnosti ) nemůže dostat až  na povrch tělesa.

Pokud jde o atmosféru, je pochopitelné , že tak malé těleso, jako je Merkur a navíc obíhající velmi blízko kolem Slunce se nemůže trvale udržet atmosféru. Za pomoci sond byly nalezeny jen slabé stopy plynného obalu , jehož tlak na povrchu planety nepřevyšuje 0,00005 Pa. Po stránce chemického složení je vněm zastoupeno především hélium. Izotopický rozbor ukazuje že alespoň část tohoto plynu pochází ze Slunce - jádra atomu byla původně součástí slunečního větru a byla zachycena  magnetickým polem planety.