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Merkur

When men are arrived at the goal, they should not turn back. - Plutarch



 

Inhaltsverzeichnis 
Merkur Statistik 
Animationen des Merkur 
Ansichten des Merkur 
Referenzen 
 
Merkur Ressourcen 
Chronologie der Erkundung 
Bilder-/Animationengallerie 
 
Merkur wurde von den Römern nach dem geflügelten Götterboten benannt, weil er sich schneller als alle anderen Planeten zu bewegen schien. Er ist der nächste Planet zur Sonne, und der zweitkleinste im ganzen Sonnensystem. Sein Durchmesser ist um 40% kleiner als der der Erde und 40% größer als der des Mondes. Er ist sogar noch kleiner als Jupiters Mond Ganymed und Saturns Mond Titan.

Würde ein Kundschafter die Oberfläche des Merkur betreten, böte sich ihm eine Welt, die der des Mondes gleicht. Merkurs wellige, staubbedeckte Hügel sind vom ständigen Bombardement der Meteoriten erodiert. Steilklippen ragen mehrere Kilometer in die Höhe und ziehen sich über hunderte Kilometer hin. Krater übersäen die Oberfläche. Unser Kundschafter würde die Sonne zweieinhalb mal so groß wahrnehmen als auf der Erde; dennoch ist der Himmel ständig schwarz, weil Merkur keine Atmosphäre besitzt, die das Licht brechen könnte. Mit einem Blick in den Himmel würde dieser Kundschafter zwei helle Gestirne sehen können. Einer erscheint als cremefarbene Venus und der andere als blaue Erde.

Bis zur Mariner 10-Mission war wegen der Schwierigkeiten bei der Beobachtung mit Teleskopen von der Erde aus nur sehr wenig über Merkur bekannt. Bei der größten optischen Entfernung ist es von der Erde aus gesehen gerade einmal ein Winkel von 28 Grad zwischen ihm und der Sonne. Er kann deshalb nur am Tage, kurz vor Sonnenaufgang oder kurz nach -untergang beobachtet werden. Wird er bei Morgen- oder Abenddämmerung beobachtet, steht Merkur so knapp über dem Horizont, daß das Licht zehnmal soviel Erdatmosphäre passieren muß als stünde er direkt im Zenit.

In den achtziger Jahren des Neunzehnten Jahrhunderts fertigte Giovanni Schiaparelli eine Skizze an, auf der Merkur mit sehr feinen Merkmalen zu sehen war. Er bestimmte, daß Merkur gebunden zur Sonne rotieren mußte, wie es der Mond zur Erde tut. 1962 maßen Radioastronomen die Strahlungen des Merkur und stellten fest, daß die dunkle Seite zu warm war, als daß Merkur gebunden rotieren konnte. Sie wurde unter der Annahme, daß sie immer von der Sonne abgewandt ist, als viel kälter erwartet. 1965 fanden Pettengill und Dyce durch Strahlenmessungen heraus, daß die Rotationsdauer des Merkur 59 +- 5 Tage dauert. Goldstein verfeinerte den Wert 1971 durch Radarbeobachtungen auf 58,65 +- 0,25 Tage. Nach der nahen Beobachtung durch Mariner 10 konnte die Dauer auf 58,646 +- 0,005 Tage bestimmt werden.

Obwohl Merkur nicht gebunden rotiert, so ist doch seine Rotationsdauer an die Umlaufdauer gebunden. Während jedes Umlaufs um die Sonne rotiert er eineinhalb Male. Durch diese 3:2 Resonanz dauert ein Tag auf Merkur (von Sonnenaufgang zu Sonnenaufgang) 176 Erdentage, wie dem folgenden Diagramm zu entnehmen ist.

In seiner frühen Vergangenheit könnte Merkur schneller rotiert haben. Wissenschaftler vermuten, daß eine Rotation damals acht Stunden gedauert haben könnte, sie aber über Millionen Jahre hinweg durch die Gezeiten abgebremst wurde. Ein Modell dieses Prozesses zeigte, daß ein solches Abbremsen 109 (= eine Milliarde) Jahre dauern und das Innere um 100 Grad Kelvin erwärmen würde.

Die meisten wissenschaftlichen Erkenntnisse über Merkur rühren von der Mariner 10 Sonde her, die am 3. November 1973 gestartet wurde. Sie flog am 29. März 1974 über den Planten, bei einem Abstand von 705 Kilometern zur Oberfläche. Am 21. September flog sie ein zweites Mal vorbei und am 16. März 1975 ein drittes Mal. Während dieser Besuche wurden über 2.700 Bilder aufgenommen, die 45% von Merkurs Oberfläche abbildeten. Bis zu dieser Zeit hatten die Wissenschaftler angenommen, daß Merkur kein Magnetfeld besitzt. Sie dachten dies, weil Merkur klein ist und sein Kern sich vor langer Zeit verfestigt haben dürfte. Die Gegenwart eines Magnetfeldes zeigt an, daß ein Planet einen Eisenkern besitzt, der wenigstens teilweise geschmolzen ist. Magnetfelder entstehen bei der Rotation eines stromleitenden flüssigen Kerns; man nennt dies den Dynamoeffekt.

Mariner 10 bewies, daß Merkur ein Magnetfeld besitzt, das 1% der Feldstärke des Magnetfeldes der Erde ausweist. Dieses Feld ist um 7 Grad zur Rotationsachse des Merkur geneigt und produziert eine Magnetosphäre um den Planeten. Die Quelle dieses Magnetfeldes ist unbekannt. Es dürfte von einem teilweise geschmolzenen Eisenkern im Planeteninneren herrühren. Eine andere Quelle könnte hinterlassener Magnetismus in eisenhaltigen Felsen sein, die in den frühen Jahren des Planeten magnetisiert wurden, als dieser noch ein starkes Magnetfeld besaß. Der Planet könnte darauf hin abgekühlt sein und eben diesen verfestigten Magnetismus hinterlassen haben.

Schon vor Mariner 10 war von Merkur seine hohe Dichte bekannt. Sie liegt bei 5,44 g/cm3, was durchaus mit der Dichte der Erde, die bei 5,52g/cm3 liegt, vergleichbar ist. Unkomprimiert läge die Dichte des Merkur bei 5,5 g/cm3, während die der Erde bei lediglich 4,0 g/cm3 läge. Diese hohe Dichte weist darauf hin, daß der Planet zu 60 bis 70 Prozent nach Gewicht aus Metallen und zu 30 Prozent aus schweren Silikaten besteht. Dies ergäbe einen Kernradius von 75% des Planetenradiusses, und ein Kernvolumen von 42% des Gesamtvolumens.

Die Oberfläche des Merkur

Die Bilder, die Mariner 10 zurückschickte, zeigten eine Welt, die stark dem Mond ähnelt. Er ist übersät von Kratern, inklusive riesiger Mulitring-Täler, und von vielen Lavaflüssen. Die Kratergrößen reichen von 100 Metern (die kleinste erkennbare Größe auf den Bildern der Mariner 10) bis zu 1.300 Kilometern. Sie finden sich unterschiedlich gut erhalten. Manche sind jung, mit scharfen Graten und hellen Strahlen, die von ihnen ausgehen. Andere sind stark abgetragen, mit abgeflachten Graten vom Bombardement der Meteoriten. Der größte Krater auf Merkur ist das Calorisbassin (auch genannt Calorisbecken). Ein Bassin wurde von Hartmann und Kuiper 1962 als „große, kreisförmige Vertiefung mit getrennten konzentrischen Ringen und radialen Lineaturen“ definiert. Andere bezeichneten jeden Krater mit mehr als 200 Kilometern Durchmessern als Bassin. Das Calorisbecken hat einen Durchmesser von 1.300 Kilometern und wurde wahrscheinlich von einem Projektil mit mehr als 100 Kilometern Durchmesser verursacht. Der Einschlag brachte konzentrische Bergringe mit einer Höhe von drei Kilometern mit sich und schleuderte Material über 600 bis 800 Kilometer weit über den Planeten (ein weiteres gutes Beispiel für ein Bassin mit konzentrischen Ringen ist die Walhallaregion auf dem Jupitermond Callisto). Die seismischen Wellen, die der Caloris-Einschlag hervorrief, schlugen bis auf die gegenüberliegende Seite des Planeten und verursachten eine Region mit chaotischem Terrain. Nach dem Einschlag füllte sich der Krater teilweise mit Lava.

Merkur ist gekennzeichnet von großen geschwungenen Klippen oder Steilhängen, die sich offensichtlich formten, als Merkur abkühlte und dadurch ein paar Kilometer im Durchmesser schrumpfte. Dieses Schrumpfen verursachte eine verknitterte Kruste mit kilometerhohen Steilhängen, die sich über hunderte Kilometer hinziehen.

Der Großteil der Merkuroberfläche ist mit Ebenen bedeckt. Viel davon ist alt und stark verkratert, aber manche sind nicht so schwer von Kratern durchsetzt. Wissenschaftler klassifizierten diese Ebenen als „zwischenkraterliche“ und „flache“ Ebenen. Zwischenkraterliche Ebenen sind weniger von Kratern übersät und haben nur Krater mit weniger als 15 Kilometern Durchmesser. Diese Ebenen formten sich wahrscheinlich, als Lavaflüsse älteres Terrain unter sich begruben. Die flachen Ebenen sind jünger mit noch wenigeren Kratern. Flache Ebenen findet man um das Calorisbecken herum. Und in manchen Gegenden sieht man, wie flache Lava die Krater füllt.

Die Geschichte der Entstehung des Merkur ist der der Erde ähnlich. Der Planet formte sich in ungefähr viereinhalb Milliarden Jahren. Es war eine Zeit intensiver Bombardierungen, als sich die Planeten aus Stoff und Geröll aus dem Nebel, aus dem sie sich formten, herauskristallisierten. Sehr früh während dieser Formung teilte sich Merkur wahrscheinlichen in einen dichten metallischen Kern und einer Kruste aus Silikaten. Nach einer Phase intensiven Bombardements floß Lava über die Oberfläche und bedeckte die ältere Kruste. Zu dieser Zeit wurde viel des Grölls ausgewaschen, und Merkur trat in eine Phase weniger starker Bombardierung ein. In dieser Phase formten sich die zwischenkraterlichen Ebenen. Danach kühlte Merkur aus. Sein Kern zog sich zusammen und brach dadurch die Kruste auf, was die herausstechenden Steilhänge bewirkte. In der dritten Phase überflutete Lava die Tiefebenen und produzierte die flachen Ebenen. Während einer vierten Phase formte das Bombardement mit Mikrometeoriten die staubige Oberfläche, die man „Regolith“ nennt. Ein paar größere Meteoriten schlugen noch auf der Oberfläche ein und riefen die hellen Krater mit ihren Ausstrahlungen hervor. Abgesehen von diesen gelegentlichen Kollisionen mit Meteoriten ist Merkurs Oberfläche nicht mehr aktiv und wird für Millionen Jahre so bleiben, wie sie heute ist.

Könnte es Wasser auf Merkur geben?

Man sollte meinen, daß Merkur kein Wasser in welcher Form auch immer halten kann. Er hat eine sehr dŁnne Atmosphäre und ist am Tage höllisch heiß, aber 1991 sandten Forscher in Caltech Radiowellen zum Merkur und entdeckten ein ungewöhnlich helles Echo von dessen Nordpol. Diese scheinbare Erhellung könnte mit Wassereis erklärt werden, das sich auf oder knapp unter der Oberfläche befindet. Aber ist es für Merkur möglich, Wasser zu bergen? Weil Merkurs Rotationsachse fast senkrecht auf seiner Umlaufebene steht, sieht der Nordpol die Sonne immer nur knapp über dem Horizont. Das Innere der Krater wäre nie dem Sonnenlicht ausgesetzt, und Wissenschaftler vermuten, daß dort Temperaturen bis unter -161 °C herrschen könnten. Diese frostigen Temperaturen könnten Wasser gefangen halten, das aus dem Planeten ausdünstet, oder von Einschlägen von Kometen auf den Planeten gebracht wurde. Diese Eisablagerungen könnten mit Staub bedeckt sein und würden damit immer noch die hellen Radarechos erklären.

Merkur Statistik
 Masse (kg)3,303·1023 
 Masse (Erde = 1)5,5271·10-02 
 Äquatorialer Radius (km)2.439,7 
 Äquatorialer Radius (Erde = 1)0,382.52 
 Durchschnittliche Dichte (g/cm3)5,42 
 Durchschnittlicher Abstand zur Sonne (km)57.910.000 
 Durchschnittlicher Abstand zur Sonne (Erde = 1)0,3871 
 Rotationsdauer (Tage)58,6462 
 Umlaufdauer (Tage)87,969 
 Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit (km/s)47,88 
 Orbitale Exzentrizität0,2056 
 Neigung der Achse (Grad)0,00 
 Orbitale Neigung (Grad)7,004 
 Äquatoriale Oberflächengravitation (m/s2)2,78 
 Äquatoriale Fluchtgeschwindigkeit (km/s)4,25 
 Sichtbare geometrische Albedo0,10 
 Magnitude (Vo)-1,9 
 Durchschnittliche Oberflächentemperatur179°C 
 Maximale Oberflächentemperatur427°C 
 Minimale Oberflächentemperatur-173°C 
 Atmosphärische Zusammensetzung
Helium
Natrium
Sauerstoff
Sonstige

42% 
42% 
15% 
1% 

Animationen des Merkur

Ansichten des Merkur

Ankommender Blick auf Merkur
Dieses Fotomosaik wurde aus Fotos zusammengestellt, die Mariner 10 aufnahm, bevor sie sechs Stunden später am 29. März 1974 hinter den Planeten flog. Sie wurden aus einer Entfernung von 5.380.000 Kilometern aufgenommen. (Mit freundlicher Genehmigung von USGS und der NASA)

Merkur
Dieses Mosaik wurde aus zwei Bildern (FDS 26850, 26856) der Mariner 10 zusammengesetzt, die sie Stunden vor ihrer ersten und nächsten Annäherung am 29. März 1974 aufgenommen hat. (Quelle: Calvin J. Hamilton)

Entschwindender Blick auf Merkur
Dieses Mosaik wurde aus über 140 Bildern der Mariner 10 zusammengesetzt, als die Sonde am 29. März 1974 hinter den innersten Planeten geflogen war. Die Flugbahn von Mariner 10 brachte sie über die dunkle Hemispäre des Merkur. Die Bilder wurden aufgenommen, nachdem die Sonde Merkurs Schatten verlassen hatte. (Mit freundlicher Genehmigung von Mark Robinson, Northwestern University)

Hügel auf Merkur
„Seltsames Gelände“ beschreibt dieses hügelige Gebiet auf Merkur am besten. Diese Gegend ist die Antipode zum großen Calorisbecken. Die Stoßwellen, die der Caloriseinschlag hervorrief, wurden reflektiert und bündelten sich zu diesem antipodischen Punkt, schüttelten damit die Kruste und brachen sie in eine Reihe komplexer Blöcke auf. Das bedeckte Gebiet mißt etwa 100 Kilometer entlang einer Seite. (Quelle: Calvin J. Hamilton; FDS 27370)

Der Südwesten Merkurs
Dieses Bild ist ein Ausschnitt aus dem südwestlichen Quadranten, den die Mariner 10 Sonde am 29. März 1974 aufgenommen hat. Das Bild wurde vier Stunden vor dem Zeitpunkt der nächsten Annäherung aus einer Entfernung von 198.000 Kilometern zum Planeten aufgenommen. Die größten Krater, die auf dem Bild zu sehen sind, haben einen Durchmesser von circa 100 Kilometern. (Quelle: Calvin J. Hamilton; FDS 27216, 27217, 27224, 27225)

Das Calorisbecken
Dieses Mosaik zeigt das Caloris Bassin (es befindet sich zur Hälfte auf der morgendlichen Tagesgrenze). Caloris ist lateinisch für Hitze, das Becken hat seinen Namen erhalten, weil es sich in der Nähe des sonnennächsten Punktes befindet, wenn sich Merkur an seinem Aphel befindet. Das Calorisbecken besitzt einen Durchmesser von 1.300 Kilometern und ist damit die größte bekannte Struktur auf Merkur. Es entstand durch den Einschlag eines Projektils von der Größe eines Asteroiden. Der innere Boden des Bassins beherbergt flache Ebenen, ist aber gebrochen und von hohen Graten umgeben. Der Norden befindet sich auf dem Bild oben. (Quelle: Calvin J. Hamilton; FDS 188-199)

Der Boden des Calorisbeckens
Dieses Bild zeigt einen hochauflösenden Blick auf das Calorisbecken aus der vorhergehenden Aufnahme. Es zeigt Grate und Brüche, die zur Mitte des Bassins hin höher werden (oben links). (Quelle: Calvin J. Hamilton; FDS 126)

Helle ausstrahlende Krater
Dieses Bild zeigt zwei herausstechende Krater (oben rechts) mit hellen Höfen auf Merkur. Die Krater sind im Durchmesser etwa 40 Kilometer groß. Die Höfe und Strahlen bedecken andere Merkmale auf der Oberfläche, was darauf hindeutet, daß sie die jüngsten auf Merkur sind. (Quelle: Calvin J. Hamilton; FDS 275)

Doppelringbassin
Diese Aufnahme zeigt ein Doppelring-Bassin mit einem Durchmesser von 200 Kilometern. Der Boden enthält Material der flachen Ebenen. Der innere Bassinring liegt niedriger als der äußere. (Quelle: Calvin J. Hamilton; FDS 27301)

Große Auffaltungen auf Merkur
Dieses Bild der Mariner 10 zeigt die Santa Maria Steilhänge, die dunkle, sich durch die Bildmitte schlängelnde Erscheinung. Viele solcher Erscheinungen wurden auf den Bildern der Mariner 10 ausgemacht und als riesige Auffaltungen interpretiert, wobei ein Teil der Kruste des Merkur geringfügig an einer anstoßenden Kante von Kräften entlanggedrückt wurde. Die Fülle und Länge dieser Auffaltungen läßt darauf schließen, daß der Radius des Merkur nach der Verfestigung und der Verkraterung der Oberfläche durch Einschläge noch um ein bis zwei Kilometer geschrumpft ist. Dieses Schrumpfen geht auf die Abkühlung des Planeten zurück, die auf die Entstehung des metallischen Kerns folgte, welcher ungefähr drei Viertel des Planeten einnimmt. Der Norden ist oben auf dem Bild, das eine Höhe von 200 Kilometern abbildet. (© Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton; FDS 27448)

Antoniadikamm
Diese Aufnahme zeigt einen 450 Kilometer langen Kamm namens Antoniadi. Er schlängelt sich die rechte Bildseite entlang und durchschneidet einen 80 Kilometer großen Krater in etwa zur Hälfte. Er kreuzt flache Ebenen im Norden und zwischenkraterliche im Süden. [Strom u.a., 1975]. (Quelle: Calvin J. Hamilton)

Referenzen

Davies, M. E., S. E. Dwornik, D. E. Gault, and R. G. Strom. Atlas of Mercury. NASA SP-423. Washington, D.C.: U.S. Government Printing Office, 1978.

Mariner 10 Preliminary Science Report. Science, 185:141-180, 1974.

Mariner 10 Imaging Science Final Report. Journal of Geophysical Research, 80(17):2341-2514, 1975.

Strom, Robert G. et al. "Tectonism and Volcanism on Mercury." Journal of Geophysical Research, 80(17):2478-2507, 1975.

Trask, Newell J. and John E. Guest. "Preliminary Geologic Terrain Map of Mercury." Journal of Geophysical Research, 80(17):2461-2477, 1975.

 

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Copyright © 1997-1999 by Calvin J. Hamilton, übersetzt von Michael Wapp. Alle Rechte vorbehalten.