Merkur

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
MerkurMercury symbol.svg
Mercury in color - Prockter07 centered.jpg
Baneparametre
Epoke J2000
Avstand fra solen 57 909 176 km (0,39 AE)
Aphel 69 816 900 km (0,47 AE)
Perihel 46 001 200 km (0,31 AE)
Eksentrisitet 0,205630
Omløpstid 87,97 jorddøgn
0,5 Merkurdøgn
Synodisk periode 115,88 døgn
0,3173 juliansk år[1]
Midlere anomali 174,796°
Gjennomsnittsfart 47,87 km/s
Inklinasjon 7,005°[a][2]
Knutelengde 48,331°
Naturlige satellitter Ingen
Fysiske egenskaper
Gjennomsnittlig radius 2 439,7 ± 1 0 km[3][4]
0,38294 × jordens
Radius ved ekvator 2 439,7 km
0,38251 × jordens
Overflatens areal 74 800 000 km²
0,14665 × jordens
Volum 60 830 000 000 km³
0,05616 × jordens
Masse 3,302E+23 kg
0,05528 × jordens
Middeltetthet 5,427 g/cm³[3]
Gravitasjon ved ekvator 3,701 m/s²
0,378 g
Unnslipningshastighet 4,3 km/s
Siderisk rotasjonsperiode 58,646 døgn
1 407,504 timer
Aksehelning 61,45°
Overflaterefleksjon 0,11
Overflatetemperatur min snitt max
0°N, 0°W 100 K 340 K 700 K
85°N, 0°W 80 K 200 K 380 K
Tilsynelatende størrelsesklasse -2,6 – 5,7[5][1] [6]
Atmosfæriske egenskaper
Sammensetning 42 % molekylært oksygen

29,0 % natrium
22,0 % hydrogen
6,0 % helium
0,5 % kalium

Spormengder av argon, nitrogen, karbondioksid, vanndamp, xenon, krypton og neon

Merkur (symbol:Det astronomiske symbolet for Merkur) er den innerste og minste[b] planeten i solsystemet og har en omløpstid rundt solen på 87,969 dager. Merkurs bane har den høyeste eksentrisiteten av alle planetene i solsystemet, og den har den minste aksehelningen. Den fullfører tre rotasjoner rundt egen akse for hvert andre omløp rundt solen. Perihelpunktet av Merkurs bane preseserer med overskytende 43 buesekunder per århundre, et fenomen som ble forklart på 1900-tallet av Albert Einsteins generelle relativitetsteori.

Den tilsynelatende størrelsesklassen går fra -2,3 til 5,7, og sett fra jorden er Merkur en lys planet. Nærheten til solen (største vinkelavstand er 28,3°) gjør den vanskelig å observere fra jorden. Med mindre der er en solformørkelse kan den bare ses i tussmørket ved daggry eller om kvelden fra den nordlige halvkulen, mens dens ekstreme elongasjon forekommer i deklinasjoner sør for himmelekvator slik at den kan sees fra gunstige steder ved moderate breddegrader ved en helt mørk himmel på den sydlige halvkule.

Bakkebaserte teleskop viser kun en opplyst halvmåne med begrensede detaljer. Mye av informasjonen om planeten ble samlet av romsonden Mariner 10 (1974–76), som kartla rundt 45 % av overflaten. Siden 17. mars 2011 har romsonden MESSENGER gått i bane rundt Merkur, kartlagt resten av overflaten og oppdaget bl.a. is på nordpolen.

Utseendemessig er Merkur forholdsvis lik månen; den er kraterbelagt med regioner med jevne sletter, har ingen naturlige satellitter og ingen nevneverdig atmosfære. Den har imidlertid, i motsetning til månen, en stor kjerne av jern som genererer et magnetfelt med styrke på rundt 1,1 % av jordens. Planeten er usedvanlig kompakt på grunn av den relative størrelsen på kjernen. Overflatetemperaturen varierer fra -173 °C på bunnen av kratrene ved polene til 427 °C på de varmeste stedene i solsiden.

Registrerte observasjoner av Merkur daterer seg minst tilbake til det første årtusenet f.Kr. Før det 4. århundre f.Kr., trodde greske astronomer at planeten var to separate objekter; det ene bare synlig ved soloppgang, som de kalte Apollon, og den andre bare synlig ved solnedgang, som de kalte Hermes. Dagens navn på planeten kommer fra romerne, som kalte den opp etter den guden Merkur, som de likestilte med den greske Hermes (Ἑρμῆς). Det astronomiske symbolet for Merkur er , en stilisert versjon av Hermes' merkurstav.[L 1]

Indre struktur[rediger | rediger kilde]

Merkur er en av de fire terrestriske planetene, og er et steinlegeme liksom jorden. Den er den minste av disse fire med en radius på 2 439,7 kilometer ved ekvator, ca. 38 % av jordens radius ved ekvator.[1] Planeten er mindre – om enn mer massiv – enn de største naturlige satellittene i solsystemet, Ganymedes og Titan. Den består av ca. 70 % metalliske stoffer og 30 % silikater.[L 2] Tettheten er den nest høyeste i solsystemet med 5,427 g/m³, marginalt mindre enn jordens 5,515 g/m³,[1] med en ukomprimert tetthet på 5,3 g/m³ mot jordens 4,4 g/m³.[7]

Merkurs høye tetthet kan brukes til å trekke konklusjoner om dens indre struktur. Mens jordens høye tetthet er et resultat av kompresjon av kjernen på grunn av den store vekten av de omkringliggende materiet, er Merkurs mindre, og dens indre regioner er mye mindre komprimert slik at kjernen må være relativt stor og rik på jern.[8]

Merkurs indre:
1) skorpe, 100–300 km tykk
2) mantelen, ca. 500–700 km tykk
3) kjerne, 1 800 km radius

Geologer anslår at kjernen opptar 42 % av planetens volum mens jordens kjerne tar bare omtrent 17 % av sitt volum, og nyere forskning gir sterke indikasjoner på at Merkur har en flytende kjerne.[9][10] Rundt kjernen ligger en 500–700 km tykk mantel bestående av silikater.[11][12] Data fra Mariner 10 og jordbaserte observasjoner indikerer at skorpen er 100–300 km tykk.[13] Mange smale høydedrag strekker seg opptil flere hundre kilometer i lengde. Det er antatt at de ble dannet da kjernen og mantelen avkjøltes og krympet i en periode hvor skorpen allerede hadde blitt forsteinet.[14]

Det antas at en kjempekollisjon med et himmellegeme med en diameter på flere hundre kilometer tidlig i Merkurs historie rev av så store deler av planeten at dens opprinnelige mantel forsvant og resulterte i en relativt tynn mantel sammenlignet med den store kjernen, selv om andre teorier finnes (se nedenfor).[15]

De indre planetene, fra venstre; Merkur, Venus, jorden, Mars. Planetene er i skala til hverandre.

Merkur har det høyeste jerninnholdet av planetene i solsystemet, og flere hypoteser prøver å forklare dette. Den mest aksepterte forklaringen er at forholdet mellom silikater og metaller i utgangspunktet var av størrelsesorden som kondrittmeteorer og at massen var om lag 2,25 ganger sin nåværende masse,[15] men at planeten tidlig i solsystemets historie ble truffet av en planetesimal som hadde omtrent en sjettedel av Merkurs masse og flere hundre kilometer i diameter.[15] Nedslaget skal ha revet bort store deler av den opprinnelige skorpen og mantelen og etterlatt kjernen som en relativ stor komponent.[15] En tilsvarende nedslagsteori har blitt foreslått for å forklare månens dannelse.[15]

En alternativ hypotese er at Merkur ble formet av soltåken før dens energi hadde stabilisert seg. Planeten ville da ha hatt omlag dobbelt så stor masse som nå. Når protosolen trakk seg sammen ville temperaturen nær Merkur kunnet nådd opp til mellom 2 500 og 3 500 Kelvin, og kanskje opp til så høyt som 10 000 Kelvin.[16] Mange av overflatesteinene ville ha fordampet i slike temperaturer og dannet en atmosfære av fordampet stein som ble ført bort av solvinden.[16]

En tredje hypotese sier at friksjon med soltåken skyldes partikler som befant seg i nærheten av Merkurs akkresjonsskive ble ført bort av solvinden og bare etterlot seg tyngre materie.[17] Alle disse hypotesene forutsier ulike overflatesammensetninger. En pågående og en kommende romferd, MESSENGER og BepiColombo, har begge som mål å teste disse hypotesene.[18][19]

Overflategeologi[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Geologiske formasjoner på Merkur

Viden kjent bilde av Merkur
Geodetisk kart over overflaten, fra MESSENGER og andre kilder
Calorisbassenget, et av de største nedslagskratrene i solsystemet.

Merkurs overflate er generelt lik jordens måne i utseende, og viser store hav-lignende sletter og store mengder kratre som indikerer at den har vært geologisk inaktiv i milliarder av år. Vår kunnskap om Merkurs geologi har vært basert på Mariner 10s forbiflyvning i 1975 og jordbasert forskning, og planeten er den minst utforskede av de terrestriske planetene.[10] Når gjennomgangen av data fra MESSENGERs passering blir ferdig, vil denne kunnskapen øke. Blant annet har et uvanlig krater med strålende bølgedaler blitt oppdaget. Forskere kalte krateret «edderkoppen»,[20] men det fikk senere navnet Apollodorus.

Overflatestrukturenes navn kommer fra en rekke kilder. Navn fra mennesker er begrenset til avdøde. Kratre er oppkalt etter kunstnere, musikere, malere og forfattere som har gjort fremragende eller fundamentale bidrag innen sine felt. Rygger (dorsa) er oppkalt etter forskerne som har bidratt til studiene av Merkur, mens fordypninger, fossa, er oppkalt etter arkitektoniske verk. Fjell (montes) er oppkalt etter ordet «het» på en rekke språk, og sletter (planitiae) er blant annet oppkalt etter navnet på gudene Merkur og Odin på ulike språk. Klipper eller rupēs er oppkalt etter skip fra vitenskapelige ekspedisjoner. Daler (valles) er oppkalt etter teleskopfasiliteter.[21]

Albedo-egenskaper refererer til områder med svært ulik reflektivitet sett fra teleskopiske observasjoner. Merkur har dorsa (også kalt rynke-rygger), månelignende høyland, Montes (fjell), Planitiae (sletter), Rupēs (sprekker) og Valles (daler).[22][L 3]

Under og kort tid etter dannelsen for 4,6 milliarder år siden ble planeten bombardert av kometer og asteroider over en periode kalt det sene tunge bombardementet som endte for rundt 3,8 milliarder år siden.[23] I denne perioden med intens dannelse av kratre tok planeten imot kollisjoner over hele overflaten,[L 3] fordi ingen betydelig atmosfære bremset nedslagsobjektene.[24] I løpet av denne tiden var planeten vulkansk aktiv og sletter som Calorisbassenget ble fylt av magma fra planetens indre og ble til jevne sletter lignende månehavene.[25][26]

Data fra MESSENGERs forbiflyvning i oktober 2008 økte vår forståelse av overflaten. Den er mer heterogen enn både Mars' og månens, som begge inneholder betydelige strekninger med tilsvarende geologi som hav og platåer.[27]

Nedslagsbasseng og kratre[rediger | rediger kilde]

Kratrene varierer fra noen små kuleformede hull til nedslagsbasseng med ringer på flere hundre kilometer i diameter. De finnes i alle stadier, fra relativt ferske til forfalte rester av kratre. Merkurs kratre skiller seg hårfint fra månens kratre ved at området som er dekket av oppvirvlet materiale er mye mindre, en konsekvens av at Merkurs gravitasjon ved overflaten er større enn månens.[28]

Calorisbassenget har en diameter på 1 550 kilometer.[29] Nedslaget som skapte det forårsaket lavautbrudd og over 2 km høye fjell som konsentriske ringer rundt krateret. Ved Calorisbassengets motpol er et stort område med uvanlig kupert terreng kjent som det «bisarre terrenget». En hypotese om dannelsen av dette merkelige geologiske området er at sjokkbølger ble generert under nedslaget og for rundt planeten før de kolliderte ved motpolen og skapte dette unike terrenget.[30] Som et alternativ har det blitt foreslått at dette terrenget ble formet som et resultat av en konvergens av utkastede materialer ved bassengets motpol.[31]

Totalt er ca. 15 bassenger av betydning blitt identifisert på den delen av Merkur som har blitt avbildet. Tolstoj-bassenget er et 400 km bredt basseng med flere ringer rundt, et teppe av oppvirvlet materiale som strekker seg opptil 500 km fra kanten og en bunn som er fylt med glatte og jevne overflatematerialer. Beethoven-bassenget har en lignende størrelse på teppet av oppvirvlet materiale og en kant med en diameter på 625 km.[28] Liksom månen rammes Merkur sannsynligvis av de gjentakende virkningene av erosjonsprosesser. Solvinden og mikrometeorittnedslag kan formørke albedoen og endre de reflekterende områdene på overflaten.[32]

Sletter[rediger | rediger kilde]

Det såkalte «bisarre terrenget» ble dannet ved nedslaget i Calorisbassenget og dens motpol.

Der er to geologisk forskjellige sletteregioner på Merkur.[28][33] De bølgende, kuperte slettene i regionene mellom kratrene daterer seg til før det tungt kraterbelagte terrenget, og er Merkurs eldste synlige flater.[28] Disse kraterslettene synes å ha utslettet mange tidligere kratre og de viser en generell mangel på mindre kratre, under ca. 30 km i diameter.[33] Det er uklart om de er av vulkansk opprinnelse eller stammer fra nedslag.[33] Disse kraterslettene er omtrent jevnt fordelt over hele planetens overflate

Glatte sletter er vidstrakte flate områder som fyller fordypninger av ulike størrelser og har en stor likhet med månehavene. Blant annet fyller de en bred ring rundt Calorisbassenget. I motsetning til månehavene har de glatte slettene samme albedo som de eldre kraterslettene. Til tross for mangelen på utvetydig vulkanske egenskaper, støtter lokaliseringen og deres avrundede, lobate form en vulkansk opprinnelse.[28] Alle glatte sletter ble dannet vesentlig senere enn Calorisbassenget. Dette er dokumentert av betydelig mindre tetthet av kratre enn på teppet av oppvirvlet materiale ved Caloris.[28] Bunnen av Calorisbassenget er fylt av en geologisk ulik og flat slette, brutt opp av rygger og brudd i et grovt polygonalt mønster. Det er ikke klart om det er vulkansk lava indusert av nedslaget eller et stort stykke av smeltet masse.[28]

Radarbilde av Merkurs nordpol

Uvanlig mange bølger krysser hverandre på slettene. Det antas at da planetens indre ble avkjølt trakk den seg sammen og overflaten begynte å deformeres. Bølgene på andre objekter, slik som kratre og jevne overflater, indikerer at de er yngre.[34] Merkur viser også tegn til vesentlige tidevannskrefter forårsaket av solen. Tidevannskreftene er ca. 17 % sterkere enn de månen skaper på jorden.[35]

Overflatetemperaturer[rediger | rediger kilde]

Den gjennomsnittlige overflatetemperaturen er 442,5 K (169 °C),[1] men varierer mellom 100 K (−173 °C) om natten og 700 K (427 °C) om dagen.[36] Den store variasjonen skyldes mangelen på en atmosfære og en bratt temperaturgradient mellom ekvator og polene. Punktet under solen når 700 k under perihel og faller til 500 K (227 °C) ved aphel.[L 4] På den mørke siden av planeten er temperaturen i gjennomsnitt 110 K (−163 °C).[37] Sollyset på overflaten varierer fra 4,59–10,61 ganger solarkonstanten (1,370 W·m-2).[L 5]

Polaris[rediger | rediger kilde]

Det er observert is i polare strøk. Bunnen av de dype kratrene nær polene blir aldri utsatt for direkte sollys, og temperaturen der forblir under 102 K (−171 °C), godt under den globale gjennomsnittstemperaturen.[38] Den 8. og 23. august 1991 ble det gjennom Goldstone Deep Space Communications Complex og teleskopet Very Large Array observert flekker med svært høy radarreflektivitet nær polene.[39] Is reflekterer radar klart,[39] og ble tidlig ansett som den mest sannsynlige forklaringen på de reflekterende områdene.[40] Refleksjoner fra silikater eller svovel, ble også tidlig foreslått som mulige forklaringer.[40] Den 29. november 2012 bekreftet NASA at bilder fra romsonden MESSENGER hadde påvist at kratre ved nordpolen inneholdt is.[41][42]

Sammensatt bilde av nordpolen, hvor det er påvist større mengder is i permanente mørke kratere.[41]

De isete områdene er antatt å inneholde rundt 1014–1015 kg med is,[43] og kan være dekket av et lag med regolitt som hindrer sublimering.[44] Til sammenligning veier den antarktiske innlandsisen ca. 4×1018 kg, og Mars' sørlige polkalott inneholder ca. 1016 kg vann.[43] Man vet ennå ikke hvordan isen kom til Merkur, men sannsynligvis stammer den fra en kollisjon med kometer.[43]

Eksosfære[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Merkurs atmosfære

Merkur er for liten og varm til at gravitasjonen beholder noen betydelig atmosfære over en lengre periode. En «tynn overflatebundet eksosfære»[45] består blant annet av hydrogen, helium, oksygen, natrium, kalsium og kalium. Eksosfæren er ustabil, og atomene forsvinner kontinuerlig og erstattes av nye fra flere ulike kilder. Hydrogen- og helium-atomer kommer trolig fra solvinden, og sprer seg inn i magnetosfæren før de forsvinner tilbake til verdensrommet. Nedbrytning av det radioaktive materiet innenfor Merkurs skorpe er en annen kilde til helium og til natrium og kalium.

MESSENGER fant høye andeler av kalsium, helium, hydroksid, magnesium, oksygen, kalium, silisium og natrium. Der finnes også vanndamp, frigitt av en kombinasjon av prosesser; kometer treffer overflaten, oppvirvlede atomer lager vann av hydrogen fra solvinden og oksygen fra steiner, og sublimerer med reservoarer av vannholdig is i de polare kratrene som har permanent skygge.[L 6] Påvisningen av høye mengder vannrelaterte ioner som O+, OH-, og H2O+ var en overraskelse.[L 6][46] På grunn av mengdene av disse ionene i Merkurs rommiljø, antar forskere at disse molekylene ble sprengt opp fra overflaten eller eksosfæren av solvinden.[47][48]

Natrium, kalium og kalsium ble oppdaget i atmosfæren på 1980- og 90-tallet, og antas å hovedsakelig stamme fra fordampede overflatestein som har blitt truffet av mikrometeorittnedslag.[49] I 2008 ble magnesium oppdaget av MESSENGER-sonden.[50] Studier indikerer at utslippet av natrium til tider er lokalisert i punkter som tilsvarer planetens magnetiske poler. Dette antyder en vekselvirkning mellom magnetosfæren og planetens overflate.[L 7]

Magnetfelt og magnetosfære[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Merkurs magnetfelt

Graf som viser den relative styrke på Merkurs magnetfelts

Til tross for den lille størrelsen og den langsomme rotasjonen på 59 dager, har Merkur et betydelig og tilsynelatende globalt magnetfelt. Mariner 10 målte styrken til ca. 1,1 % av jordens magnetfelt,[51] og ved ekvator er den rundt 300 nT.[L 8][52] Magnetfeltet er dipolart liksom jordens,[L 7] men i motsetning til jorden er Merkurs poler nesten på linje med spinnaksen.[53] Målinger fra Mariner 10 og MESSENGER indikerer at styrken og formen på det magnetiske feltet er stabil.[53]

Det er sannsynlig at dette magnetiske feltet er dannet på samme måte som jordens, gjennom en dynamoeffekt som følge av sirkulasjon i den jernrike, flytende kjernen.[54][55] Forskere er usikre på om kjernen fortsatt er flytende.[56] Nyere data støtter i økende grad teorien om at kjernen i alle fall er delvis flytende.[57] Dette kan skyldes tidevannseffektene i perioder med høy eksentrisitet.[11] Magnetfeltet kan også være en rest av en tidligere generatoreffekt som nå har opphørt.

Magnetfeltet avskjermer solvinden rundt planeten og danner en magnetosfære som er sterk nok til å holde på plasma fra solvinden, selv om den er liten nok til å få plass inne i jordkloden.[L 7] Dette bidrar til erosjon på overflaten.[53] Mariner 10 oppdaget lavenergi-plasma i magnetosfæren på planetens mørke side. Utbrudd av energiske partikler i magnetohalen, indikerer en dynamisk kvalitet i magnetosfæren.[L 7]

Da MESSENGER passerte planeten for andre gang, 6. oktober 2008, oppdaget den at magnetfeltet kan være ekstremt «lekk». Sonden støtte på magnetiske «tornadoer» – vridde bundter av magnetiske felt som forbinder de planetariske magnetfeltene til det interplanetariske rom – som var opptil 800 km brede eller en tredjedel av planetens radius. Disse «tornadoene» dannes når magnetiske felt fraktet med solvinden kobles med Merkurs eget magnetfelt. Når solvinden blåser forbi Merkurs magnetfelt blir disse koblede magnetfeltene fraktet med solvinden og vrir seg til virvellignende strukturer. Disse vridde, magnetiske fluksrørene, kjent som flux transfer event, danner åpne vinduer i magnetfeltet hvor solvind kan trenge gjennom og treffe overflaten direkte.[58]

Prosessen med å forbinde det interplanetariske og det planetariske magnetfeltet, kalt magnetisk omkobling, er vanlig i kosmos. I jordens magnetfelt genererer dette magnetiske tornadoer. MESSENGERs observasjoner viser at omkoblingen er ti ganger høyere på Merkur, og at nærheten til solen bare står for rundt en tredjedel av omkoblingene.[58]

Omløpsbane og rotasjon[rediger | rediger kilde]

Datagenererte bilder av Merkurs bane (gul) rundt solen (planeten ikke er i målestokk) for en periode i 2006
Animasjon av Merkurs og jordens omløp rundt solen.
Merkurs bane sett fra oppstigende knute (nederst) og fra 10° over (øverst)

Merkurs omløpsbane er den mest eksentriske av planetene; eksentrisiteten er 0,21 og den har en avstand fra solen som varierer mellom 46 millioner og 70 millioner kilometer. Det tar tilnærmet 88 dager for Merkur å ferdes en gang rundt solen. Bildet til venstre viser effektene av eksentrisiteten ved å vise plassering av Merkur inntegnet med et intervall på fem dager sammen med en sirkulær bane med samme radius. Den høyere hastigheten når planeten er nær perihel, det vil si ved den korteste avstanden til Solen, er godt synlig. Denne varierende avstanden til solen, kombinert med en unik 3:2-baneresonans av planetens rotasjon rundt sin akse resulterer i en kompleks variant av overflatetemperaturen.[L 2] Denne resonansen gjør at en enkelt dag på Merkur varer i to Merkur-år, eller ca.176 jorddager.[59]

Banen har en helling på 7° i forhold til planet til jordens bane (ekliptikken), som vist i den nederste delen av bildet til venstre. Merkurpassasjer (når Merkur befinner seg på en linje mellom jorden og solen) er derfor ganske sjeldne tross den korte omløpstiden. I gjennomsnitt oppstår disse passasjene hvert syvende år.[60]

Aksehellingen er tilnærmet null;[L 9] de beste målte verdiene er så lave som 0,027°.[57] Det er betydelig mindre enn Jupiter som har den nest minste aksehellingen av alle planetene med 3,1 °. Dette betyr at en observatør på Merkurs ekvator aldri vil se solen gå mer enn 2,1 bueminutter over horisonten.[57]

Visse steder på overflaten vil en observatør, på én enkelt Merkur-dag, kunne se solen stige halvveis, for så å gå ned før den går opp igjen. Dette er et resultat av at Merkurs banehastighet ca. fire dager før perihel er nøyaktig lik dens rotasjonshastighet slik at solens tilsynelatende bevegelse opphører; ved perihel overstiger Merkurs vinkelbanehastighet hastigheten til vinkelrotasjonen. Dermed synes solen å bevege seg i en retrograd retning. Fire dager etter perihel fortsetter solens normale tilsynelatende bevegelse ved disse stedene.[L 2]

Spinn-bane-resonans[rediger | rediger kilde]

Etter en runde har Merkur rotert 1,5 ganger, så etter to fulle omløp er samme halvkule igjen belyst.

I mange år var det antatt at Merkur var synkront tidevannslåst med solen, med én rotasjon for hvert omløp og alltid den samme siden rettet mot solen på samme måte som den samme siden av månen alltid vender mot jorden. Radarobservasjoner i 1965 viste imidlertid at planeten har en 3:2 spinn-bane-resonans, der den roterer tre ganger for hvert andre omløp rundt solen. Eksentrisiteten i banen gjør resonansen stabil – ved perihel, når tidevannskreftene fra solen er sterkest, står solen nærmest stille på Merkurs himmel.[61]

Den opprinnelige grunnen til at astronomer trodde den var synkront låst var at når Merkur var best plassert for observasjoner, var det alltid på nesten samme tidspunkt i dens 3:2 resonans og dermed ble den samme delen av planeten synlig. Dette er fordi Merkurs rotasjonsperiode tilfeldigvis er nesten nøyaktig halvparten av den synodiske perioden med hensyn på jorden. På grunn av Merkurs 3:2 spinn-bane-resonans varer et soldøgn (lengden mellom to meridianpassasjer av solen) ca. 176 jorddager.[L 2] En siderisk dag (perioden av rotasjonen) varer ca. 58,7 jorddager.[L 2]

Simuleringer indikerer at baneeksentrisiteten varierer kaotisk fra nær null (sirkulær) til mer enn 0,45 over millioner av år på grunn av perturbasjon fra andre planeter.[L 2][62] Dette er tenkt å forklare Merkurs 3:2 spinn-bane-resonans (snarere enn den mer vanlige 1:1) siden denne tilstanden er mer sannsynlig å oppstå i løpet av en periode med høy eksentrisitet.[63] Numeriske simuleringer viser at en påvirkning på baneresonansen fra Jupiter kan føre til at eksentrisiteten til Merkurs bane øker til et punkt hvor det er 1 % sjanse for at planeten kan kollidere med Venus i løpet av de neste fem milliarder år.[64]

Forståelsen av perihel[rediger | rediger kilde]

Dreiingen av Merkurs perihelium. Banens eksentrisitet og presesjonsrate er sterkt overdrevet. Mellom de enkelte framstilte perihelposisjonene ligger det i virkeligheten 58 000 omløp rundt solen.

I 1859 oppdaget den franske matematikeren og astronomen Urbain Le Verrier at Merkurs perihel dreier på en måte som avviker fra det Newtons lover om bevegelse forutsetter. For å forklare dette avviket foreslo han, blant en rekke andre mulige forklaringer, at en annen planet kanskje kunne eksistere i en bane nærmere solen.[65] En annen framsatt forklaring var at solen er flattrykt ved polene. Neptun ble funnet etter å studere forstyrrelser i Uranus' bane, og dette ledet astronomer til å fatte tiltro til en slik forklaring. Den hypotetiske planeten Vulkan ble aldri funnet.[L 10]

Merkurs perihel preseserer med 5 600 buesekunder per århundre. Newtonsk mekanikk, med påvirkningen fra andre planeter tatt i betraktning, spår en presesjon på 5 557 buesekunder per århundre.[66] På begynnelsen av 1900-tallet ga imidlertid Albert Einsteins generelle relativitetsteori en fullstendig beskrivelse av presesjonen.[67] Merkurs presesjon skyldes masseekspansjon, og bekreftet en av Einsteins teorier. Merkur er litt tyngre ved perihelium enn ved aphelium, ettersom det der beveger seg raskere. Effektene er svært små; forskjellen i periheliums inntreffelse ifølge de respektive teoriene er bare 42,98 buesekunder per århundre. Tilsvarende, men mye mindre, er effektene for andre planeter; 8,62 buesekunder per århundre for Venus, 3,84 for jorden, 1,35 for Mars og 10,05 for 1566 Icarus.[68][69]

Observasjon[rediger | rediger kilde]

Første fargebilde fra MESSENGER

Merkurs tilsynelatende størrelsesklasse varierer mellom -2,6[5] (lysere enn den lyseste stjernen Sirius) til +5,5.[6] Disse ekstremtilfellene inntreffer når Merkur befinner seg nær solen på himmelen.[6] Observasjoner av Merkur er kompliserte på grunn av dens nærhet til solen da den nesten hele tiden drukner i sollyset. Merkur kan bare observeres over en kort periode om morgenen eller kvelden. Romteleskopet Hubble kan ikke observere Merkur i det hele da sikkerhetsprosedyrer forhindrer teleskopet fra å peke for nært solen.[70]

Merkur synes å ha faser, som månen når den observeres fra jorden. Den er ny ved nedre konjunksjon og full i øvre konjunksjon. Planeten har en tendens til å være usynlig ved disse anledningene på grunn av den relative nærheten til solen. Den første og siste kvartalsvise fasen inntreffer ved den største østlige og vestlige elongasjonen. Merkurs avstand fra solen varierer da henholdsvis fra 17,9° ved perihelium til 27,8° i aphelium.[71][72] Ved den største vestlige elongasjonen stiger Merkur på sitt tidligste før solen, og på den største østlige elongasjonen stiger den på sitt seneste etter solen.[L 11]

Merkur er i nedre konjunksjon gjennomsnittlig hver 116. dag,[1] men dette intervallet kan variere fra 105–129 dager på grunn av planetens eksentriske omløpsbane. Merkur kan komme så nær jorden som 77,3 Gm.[1] Avstanden i 871 f.Kr. var den første på 41 000 år som var nærmere enn 82,2 Gm, noe som har skjedd 68 ganger siden da. Neste gang avstanden vil være innenfor 82,1 Gm er i år 2679 og innen 82 Gm i 4487. Den vil ikke nå nærmere jorden enn 80 Gm før år 28622.[73] Dens periode med retrograd bevegelse sett fra jorden kan variere 8–15 dager på begge sider av lavere konjunksjon. Denne lange avstanden kommer fra planetens høye baneeksentrisitet.[L 2]

Merkur ses oftere fra jordens sørlige halvkule enn fra den nordlige halvkulen. Dette fordi den maksimale elongasjonen vest for solen alltid oppstår når det er tidlig vår på den sørlige halvkulen, mens den maksimale østlige elongasjonen oppstår når det er senvinteren på den sørlige halvkulen.[L 11] I begge disse tilfellene er Merkurs vinkel til ekliptikken på sitt største, noe som gjør at den begynner å stige flere timer før solen i de landene som tilhører det sørlige tempererte området, slik som Argentina og New Zealand.[L 11] I de nordlige tempererte områdene stiger imidlertid Merkur aldri over horisonten når himmelen er mer eller mindre mørk. Merkur kan, som mange andre planeter og de mest lyssterke stjernene, sees under en total solformørkelse.[74]

Merkur ses som lysest fra jorden når den er i full fase. Selv om planeten er lenger borte under den fulle fasen enn når den er en månesigd, kompenserer det større belyste området for den større avstanden.[5] Det motsatte er tilfelle for Venus, som ser ut til å være lysere når den er bare en tynn sigd.[5][75]

Studier av Merkur[rediger | rediger kilde]

Tidlige observasjoner[rediger | rediger kilde]

De tidligste kjente observasjonene av Merkur stammer fra MUL.APIN-tavler, og ble mest sannsynlig laget av en assyrisk astronom rundt 14. århundre f.Kr.[76] Kilenavnet som angir Merkur på Mul.alpin-tavlene er transkribert som Udu.Idim.Gu\u4.Ud («den hoppende planeten»).[c][77] Babylonske registreringer av Merkur dateres tilbake til det første årtusenet f.Kr. Babylonerne kalte planeten Nebo etter en budbringer fra gudene i deres mytologi.[78]

Antikkens grekere fra Hesiods tid kjente planeten som Στίλβων (Stilbon), som betyr «den skinnende», og Ἑρμάων (Hermaon).[L 12] Senere grekere kalte planeten Apollon da den ble synlig på morgenhimmelen og Hermes da den dukket opp på kveldshimmelen.[L 13] Rundt det 4. århundre f.Kr. forstod imidlertid greske astronomer at disse to navnene refererte til det samme himmellegemet. Romerne oppkalte planeten etter den raske budbringeren Merkur (latinsk Mercurius), som de likestilte med det greske Hermes siden den forflyttet seg over himmelen raskere enn noen annen planet.[L 14][L 15] Den romersk-egyptiske astronomen Ptolemaios skrev om muligheten for planetpassasjer over solens overflate i verket Planetary Hypotheses. Han foreslo at ingen passasje hadde blitt observert enten fordi planetene, som Merkur, var for små til å sees, eller fordi passasjene var for sjeldne.[79]

Ibn al-Shatirs modell for Merkur viser multiplikasjonen av episykluser ved bruk av Tusi-par, og eliminerer den ptolemeiske ekstentrisiteten og ekvanten.

I det gamle Kina var Merkur kjent som Chen Zing (辰星), timestjernen. Den var forbundet med retningen nord og vannets fase i wu xing.[L 16] Moderne kinesisk, koreansk, japansk og vietnamesisk kultur refererer imidlertid til planeten bokstavelig talt som «vannstjernen» (水星) basert på de fem elementene.[L 17][L 18][L 19] Hinduistisk mytologi brukte navnet Budha for Merkur, og denne guden var tenkt å presidere over onsdag.[L 20] Guden Odin fra germansk religion ble assosiert med planeten Merkur og onsdag.[L 21] Mayaene kan ha presentert Merkur som en ugle (eller kanskje fire ugler, to for morgenaspektet og to for kvelden), som fungerte som en budbringer til underverdenen.[L 22]

I gammel indisk astronomi anslår Surya Siddhanta, en indisk astronomisk tekst fra det 5. århundre, diameteren på Merkur til 3 008 miles (4 841 km), en feil på mindre enn 1 % fra dagens aksepterte diameter på 3 032 miles (4 880 km). Dette anslaget ble imidlertid basert på en unøyaktig gjetning av planetens vinkeldiameter på 3,0 bueminutter.

I den islamske astronomien beskrev den andalusiske astronomen Abū Ishāq Ibrāhīm al-Zarqālī i det 11. århundret deferenten i Merkurs geosentriske bane som oval, likt et egg eller en pinjekjerne. Denne innsikten påvirket imidlertid ikke hans astronomiske teori eller hans astronomiske beregninger.[80][81] I det 12. århundret observerte Ibn Bajjah «to planeter som sorte flekker foran solen». I det 13. århundret foreslo astronomen Qotb al-Din Shirazi ved Maragha-observatoriet dette til å være en Merkur- og/eller Venuspassasje.[82] De fleste slike rapporter om passeringer fra middelalderen ble senere antatt å være observasjoner av solflekker.[83]

Astronomen Nilakantha Somayaji (1444–1544) ved Kerala-skolen i India utviklet en delvis heliosentrisk planetmodell hvor Merkur gikk i bane rundt solen, som igjen gikk i bane rundt jorden. Denne lignet på det Tychoniske systemet som ble foreslått av Tycho Brahe mot slutten av det 16. århundre.[84]

Jordbasert forskning[rediger | rediger kilde]

Merkurpassasje. Merkur er den lille prikken i den nedre delen i midten av bildet, foan solen. Det mørket området på venstre side av solen er en solflekk.

Den første observasjonen av Merkur fra teleskop ble gjort av Galileo Galilei tidlig på 1600-tallet. Selv om han observerte Venus' faser var ikke teleskopet sterkt nok til å vise Merkurs faser. I 1631 gjorde Pierre Gassendi de første observasjonene av en transitt av en planet da han så Merkur krysse solen, akkurat som det hadde blitt forutsagt av Johannes Kepler. I 1639 studerte Giovanni Zupi planeten i et teleskop og oppdaget at Merkur hadde faser som månen og Venus. Disse observasjonene viste at Merkur kretset rundt solen.[L 2]

En svært sjelden begivenhet er når en planet passerer foran en annen sett fra jorden, noe som kalles for okkultasjon. Det går flere hundre år mellom de tilfellene hvor Merkur og Venus okkulterer hverandre. Den hittil eneste observerte okkultasjonen mellom disse planetene ble observert av John Bevis ved Greenwich-observatoriet 28. mai 1737.[85] Neste okkultasjon vil finne sted i 2133.[L 23]

De naturlige vanskelighetene med å observere Merkur gjør at den er mindre observert enn de øvrige planetene. På 1800-tallet gjorde Johann Schröter observasjoner av overflatedetaljer på Merkur og hevdet å ha observert 20 km høye fjell. Friedrich Bessel brukte Schröters tegninger til å feilaktig anslå rotasjonsperioden til 24 timer og en aksehelning på 70 °.[86] I 1880-årene kartla Giovanni Schiaparelli planeten mer nøyaktig og foreslo at Merkurs rotasjonstid var 88 dager, det samme som omløpsperioden på grunn av tidevannslåsninger.[87] Dette fenomenet kalles bundet rotasjon, og gjelder for månen.

Arbeidet med å kartlegge overflaten ble fortsatt av Eugène Michel Antoniadi som tegnet kart over planeten. I 1934 utga han en bok som inkluderte både kart og sine egne observasjoner.[L 7] Antoniadi gav også overflatetrekk navn som var generelt akseptert frem til romsonder kom med fotografier av planeten.[88]

Sovjetiske forskere ved Instituttet for radioteknikk og elektronikk ved det russiske vitenskapsakademiet, ledet av Vladimir Kotelnikov, ble i juni 1962 de første til å motta radarsignaler fra Merkur, og til å starte radarobservasjoner av planeten.[89][L 24][L 25] Tre år senere konkluderte observasjoner av amerikanerne Gordon Pettengill og R. Dyce, som brukte det 300 meter store radioteleskopet ved Arecibo-observatoriet i Puerto Rico, at rotasjonsperioden var rundt 59 dager.[90][91]

Teorien om at rotasjonen var bunden var utbredt og det var et stort sjokk da radioobservasjoner satte spørsmål ved dette på 1960-tallet. Hvis Merkur skulle ha en låst rotasjon ville den mørke siden være ekstremt kald, men målinger av radiostråling viste at den var mye varmere enn antatt. Astronomer var motvillige til å sette teorien om Merkurs låste rotasjon til side og foreslo alternative mekanismer som sterke vinder som spredte varmen til baksiden for å forklare observasjonene,[L 26] men i 1965 viste samstemte radioobservasjoner av planeten at rotasjontiden var ca. 59 dager.[92]

Den italienske astronomen Giuseppe Colombo bemerket at verdien av rotasjonen var omtrent to tredjedeler av omløpstiden, og foreslo at omløps- og rotasjonsperiodene var låst i en 3:2 snarere enn en 1:1 resonans.[92] Data fra Mariner 10 bekreftet dette i ettertid.[93] Det viser at Schiaparellis og Antoniadis kart ikke var «feil». Istedet fikk astronomene se de samme egenskapene for hvert andre omløp og registrerte dem, men så bort fra de man ser i mellomtiden når Merkurs andre side var mot solen siden omløpsgeometrien gjorde at disse observasjonene ble gjort under dårlige lysforhold.[86]

Jordbaserte observasjoner kastet ikke mye mer lys over den innerste planeten, men radioastronomer som brukte interferometri i mikrobølgelengder, en teknikk som muliggjør fjerning av solstråling, var i stand til å skjelne fysiske og kjemiske egenskaper i de underliggende lagene i en dybde på flere meter.[94][95] Det var ikke før romsonder besøkte Merkur at man forstod dens mest grunnleggende egenskaper. Nyere teknologiske fremskritt har imidlertid ført til bedre jordbaserte observasjoner. I 2000 fikk man høyoppløselige lucky imaging-observasjoner fra Mount Wilson Observatory som gav det første synet av deler av Merkur som Mariner 10 aldri fotograferte.[96] Senere avbildinger har vist tegn til et stort nedslagsbasseng med doble ringer, større enn Calorisbassenget, på den halvkulen som Mariner 10 ikke fotograferte. Det har uformelt blitt kalt Skinakasbassenget.[97] Det meste av planeten er kartlagt av radarteleskopet Arecibo, med 5 km oppløsning, inkludert is i skyggelagte kratre ved polene.[98]

Forskning med romsonder[rediger | rediger kilde]

Å utforske Merkur fra jorden innebærer betydelige teknologiske utfordringer ettersom planeten sirkler mye nærmere sola enn jorden. Et romskip må ferdes over 91 millioner kilometer inn i solens gravitasjonelle potensialbrønn. Merkur har en omløpshastighet på 48 km/s mens jordens omløpshastighet er 30 km/s. Dermed må romfartøyet gjøre en stor endring i hastighetenv) for å komme i en Hohmann-bane som passerer nær Merkur sammenlignet med hastighetsendringen som kreves for oppdrag på andre planeter.[L 27]

Den potensielle energien som frigjøres ved å forflytte seg nedover solens potensialbrønn blir til kinetisk energi, og for å gjøre noe annet enn å raskt passere Merkur kreves det en annen, stor endring i hastigheten. For å lande trygt eller gå inn i en stabil omløpsbane behøves rakettmotorer. På grunn av planetens begrensede atmosfære er nedbremsing ved hjelp av luftmotstanden utelukket. En reise til Merkur krever mer rakettdrivstoff enn det som kreves for å unnslippe solsystemet. Kun to romsonder har besøkt planeten så langt.[99] En foreslått tilnærmingsmetode ville innebære å bruke solseil for å oppnå en Merkur-synkron bane rundt solen.[100]

Mariner 10[rediger | rediger kilde]

Mariner 10 var den første sonden til å besøke den innerste planeten
Merkur sett fra Mariner 10

Utdypende artikkel: Mariner 10

Den første romsonden som passerte Merkur var NASAs Mariner 10 som besøkte Merkur tre ganger mellom 1974 og 1975.[L 14] Romskipet brukte Venus' gravitasjon til å endre sin egen banehastighet, slik at den kunne nærme seg Merkur og ble dermed den første til å bruke denne såkalte «gravitasjonsslyngen», og ble også det første NASA-oppdraget til å besøke flere planeter.[L 27] Mariner 10 tok de første nærbildene av Merkurs overflate, som umiddelbart viste dens mange kratre. Bildene avdekket også mange forskjellige geologiske strukturer, slik som gigantiske arr som senere ble antatt å være et resultat av at planeten krympet noe i størrelse ettersom jernkjernen avkjøltes.[101] På grunn av lengden på Mariner 10s omløpsperiode ble den samme siden av planeten opplyst ved hver av romsondens passeringer. Dette gjorde observasjoner fra begge sider av planeten umulig,[102] og mindre enn 45 % av overflaten ble kartlagt.[103]

27. mars 1974 begynte instrumentene å registrere store mengder uventet ultrafiolett stråling nær Merkur. Dette førte til en antatt identifisering av «Merkurs måne». Kort tid senere ble kilden til den overskytende ultrafiolette strålingen identifisert som stjernen 31 Crateris, og «månen» passerte inn i historiebøkene som en fotnote.

Sonden passerte nær Merkur 29. mars 1974 i en avstand av 704 km, 21. september 1974 i en avstand av 48 069 km og 16. mars 1975 i en avstand av 327 km fra overflaten.[104] Ved første passering oppdaget sondens instrumenter et magnetisk felt. Dette kom som en overraskelse. Planetgeologer hadde trodd at rotasjonen var for treg til å generere en tilstrekkelig signifikant dynamoeffekt for å opprettholde et magnetisk felt. Den andre passeringen ble hovedsakelig brukt til fotografering, mens den tredje ga mer informasjon om magnetfeltet. Informasjonen avdekket at magnetfeltet var svært likt jordens og støtet bort solvinden rundt planeten. Opprinnelsen til magnetfeltet er fortsatt usikker, og det finnes flere konkurrerende hypoteser.[105]

25. mars 1975 gikk Mariner 10 tom for drivstoff. Banen kunne da ikke lengre kontrolleres og det ble besluttet å la romsonden slå av seg selv.[L 28] Det antas at Mariner 10 fortsatt kretser rundt solen og passerer nær Merkur med få måneders mellomrom.[106]

MESSENGER[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: MESSENGER

MESSENGER forberedes for oppskyting

NASA-sonden MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) ble skutt opp 3. august 2004 fra Cape Canaveral om bord i en Boeing Delta II-rakett. MESSENGER gjorde flere nærpasseringer av planeter før den gikk inn i den riktige banen for å kunne kretse rundt Merkur. Romsonden passerte jorden (over det sentrale Kina) 2. august 2005 i en avstand av 2 348 km. Deretter passerte den Venus 24. oktober 2006 i en avstand av 2 987 km og 5. juni 2007 i en avstand av 313 km.[107] Tre passeringer av Merkur fant sted 14. januar 2008, 6. oktober 2008,[108] og 29. september 2009,[109] alle tre i en avstand av 200 km. Det meste av halvkulen som ikke ble kartlagt av Mariner 10, ble kartlagt under disse passeringene. 17. mars 2011 gikk romsonden inn i bane rundt Merkur i en avstand av 197 km for å kartlegge resten av overflaten,[110] og det første bildet fra banen ble innhentet 29. mars 2011. Det nominelle oppdraget med kartleggingen var opprinnelig et terrestrisk år.[108] Da dette tidsrommet løp ut 17. mars 2012, og sonden hadde samlet nærmere 100,000 bilder, ble oppdraget utvidet til 17. mars 2013.[111] Den 11. juli 2013 hadde sonden fullført 2,151 omløp og tatt mer enn 170,000 bilder.

Romsonden er konstruert for å øke kunnskapen på seks sentrale områder; Merkurs høye tetthet, dens geologiske historie, magnetfeltets natur, kjernens struktur, om der finnes is ved polene og hvor den tynne atmosfæren kommer fra.

Romsonden har utstyr som skal fotografere Merkur i en høyere oppløsning enn det Mariner 10 gjorde. Sonden bærer også med seg spektrometre for å studere grunnstoffene i kjernen og magnetometre å måle ladde partiklers hastighet. Detaljerte målinger av romsondens hastighet når den kretser vil gi informasjon om Merkurs indre struktur.[112]

BepiColombo[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: BepiColombo

Japan planlegger sammen med European Space Agency å skyte opp et romskip kalt BepiColombo som vil kretse rundt Merkur med to romsonder: en for å kartlegge planeten og den andre for å studere dens magnetosfære.[113] Den opprinnelige planen omfattet også et landingsfartøy, men det har blitt fjernet. Sondene vil skytes opp med en Ariane 5 rakett i 2015. Som MESSENGER, vil BepiColombo utføre nærpasseringer av planeter og passere Merkur et par ganger. Sondene vil plasseres i bane rundt Merkur i 2019 og vil studere Merkur i omlag ett år.[114][113]

Sondene vil bære med seg utstyr som ligner på MESSENGERs, inkludert flere spektrometre som vil studere planeten i flere ulike bølgelengder;[115] infrarød, ultrafiolett, røntgen og gamma. I tillegg til målinger av selve planeten vil BepiColombo undersøke den generelle relativitetsteorien med bedre nøyaktighet.

Sonden er oppkalt etter Giuseppe (Bepi) Colombo, en forsker som var den første til å fastslå karakteristikken til Merkur baneresonans med solen og som i 1974 var involvert i planleggingen av Mariner 10.[19]

Noter og referanser[rediger | rediger kilde]

Noter
  1. ^ 7.005° mot ekliptikken, 3.38° mot solens ekvator og 6.34° mot det konstante planet
  2. ^ Pluto var tidligere den minste planeten i solsystemet, men ble i 2006 omklassifisert til dvergplanet
  3. ^ Noen kilder angir kileskriften som «MUL». «MUL» er et kileskrifttegn som ble brukt i de sumeriske skriftene for å utpeke en stjerne eller planet, men det betraktes ikke som en del av selve navnet. «4» er et referansenummer i det sumero-akkadiske translitterasjonssystemet for å angi hvilke av flere stavelser et visst kileskrifttegn mest sannsynlig utpeker.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ Duncan
  2. ^ a b c d e f g h Strom
  3. ^ a b Dunne, kap. 7
  4. ^ Lewis, s. 463
  5. ^ Lewis, s. 461
  6. ^ a b Hunten, s. 562–612
  7. ^ a b c d e Beatty
  8. ^ Seeds
  9. ^ Biswas, s. 176
  10. ^ Baum
  11. ^ a b c Kelly
  12. ^ Liddell, s. 690 og 1646
  13. ^ Dunne, kap. 1
  14. ^ a b Dunne, kap. 9
  15. ^ Antoniadi, s. 9–11
  16. ^ Kelley
  17. ^ De Groot, s. 300
  18. ^ Crump, s. 39–40
  19. ^ Hulbert, s. 426
  20. ^ Pujari
  21. ^ Bakich
  22. ^ Milbrath
  23. ^ Ferris
  24. ^ Moore, s. 483
  25. ^ Butrica, kap. 5
  26. ^ Murray
  27. ^ a b Dunne, kap. 4
  28. ^ Dunne, kap. 8
Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
  1. ^ a b c d e f g Mercury Fact Sheet (engelsk). NASA Goddard Space Flight Center (30. november 2007). Besøkt 30. mai 2011.
  2. ^ The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter (engelsk) (3. april 2009). Arkivert fra originalen 20. april 2009. Besøkt 14. juni 2011. Produsert med Solex 10, skrevet av Aldo Vitagliano
  3. ^ a b Kirk, Munsell; Smith, Harman; Harvey, Samantha (28. mai 2009). Mercury: Facts & Figures (engelsk). Solar System Exploration. NASA. Besøkt 14. juni 2011.
  4. ^ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007). «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006» (engelsk). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90 (3): 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. Besøkt 2007-08-28.
  5. ^ a b c d Mallama, A. (2011). «Planetary magnitudes» (engelsk). Sky and Telescope 121(1): 51–56.
  6. ^ a b c Espenak, Fred. Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006 (engelsk). NASA Reference Publication 1349. NASA. Besøkt 14. juni 2011.
  7. ^ Mercury (engelsk). U.S. Geological Survey. Arkivert fra originalen 10. desember 2009. Besøkt 30. mars 2011.
  8. ^ Lyttleton, R.A. (1969), On the Internal Structures of Mercury and Venus, Astrophysics and Space Science, v.5, s. 18
  9. ^ Gold, Lauren. «Mercury has molten core, Cornell researcher shows», Chronicle Online, Cornell University (på engelsk), 2007-05-03. Besøkt 2008-05-12
  10. ^ a b Finley, Dave. «Mercury's Core Molten, Radar Study Shows», National Radio Astronomy Observatory (på engelsk), 2007-05-03. Besøkt 2011-05-31
  11. ^ a b Spohn, Tilman; Sohl, Frank; Wieczerkowski, Karin; Conzelmann, Vera (2001). «The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo» (engelsk). Planetary and Space Science 49 (14–15): 1561–1570. doi:10.1016/S0032-0633(01)00093-9.
  12. ^ Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2nd edition.
  13. ^ Anderson, J. D.; et al. (1996-07-10). «Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data» (engelsk). Icarus 124 (2): 690–697. doi:10.1006/icar.1996.0242.
  14. ^ Schenk, P.; Melosh, H. J.; (03/1994). «Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere». Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference 1994: 1994LPI....25.1203S.
  15. ^ a b c d e Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W. (1988). «Collisional stripping of Mercury’s mantle» (engelsk). Icarus 74 (3): 516–528. doi:10.1016/0019-1035(88)90118-2. Besøkt 2008-04-16.
  16. ^ a b Cameron, A. G. W. (1985). «The partial volatilization of Mercury» (engelsk). Icarus 64 (2): 285–294. doi:10.1016/0019-1035(85)90091-0.
  17. ^ Weidenschilling, S. J. (1987). «Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury» (engelsk). Icarus 35 (1): 99–111. doi:10.1016/0019-1035(78)90064-7. Besøkt 2008-04-16.
  18. ^ Grayzeck, Ed. MESSENGER Web Site (engelsk). Johns Hopkins University. Besøkt 31. mai 2011.
  19. ^ a b ESA Science & Technology: BepiColombo (engelsk). Arkivert fra originalen 10. desember 2009. Besøkt 31. mai 2011.
  20. ^ Staff. «Scientists see Mercury in a new light», Science Daily (på engelsk), 2008-02-28. Besøkt 2011-05-31
  21. ^ Planetary Names: Categories for Naming Features on Planets and Satellites (engelsk). Besøkt 25. juli 2011.
  22. ^ Blue, Jennifer (11. april 2008). Gazetteer of Planetary Nomenclature (engelsk). US Geological Survey. Besøkt 31. mai 2011.
  23. ^ Strom, Robert (September 1979). «Mercury: a post-Mariner assessment» (engelsk). Space Science Reviews 24: 3–70. doi:10.1007/BF00221842.
  24. ^ Broadfoot, A. L.; S. Kumar, M. J. S. Belton, og M. B. McElroy (1974-07-12). «Mercury's Atmosphere from Mariner 10: Preliminary Results» (engelsk). Science 185 (4146): 166–169. doi:10.1126/science.185.4146.166.
  25. ^ Staff (5. august 2003). Mercury (engelsk). U.S. Geological Survey. Besøkt 31. mai 2011.
  26. ^ Head, James W.; Solomon, Sean C. (1981). «Tectonic Evolution of the Terrestrial Planets» (engelsk). Science 213 (4503): 62–76. doi:10.1126/science.213.4503.62. Besøkt 2011-05-31.
  27. ^ Morris, Jefferson (2008-11-10). «Laser Altimetry» (engelsk). Aviation Week & Space Technology 169 (18).
  28. ^ a b c d e f g Spudis, P. D. (2001). «The Geological History of Mercury» (engelsk). Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago: 100.
  29. ^ Shiga, David. «Bizarre spider scar found on Mercury's surface», NewScientist.com news service (på engelsk), 2008-01-30.
  30. ^ Schultz, Peter H.; Gault, Donald E. (1975). «Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury» (engelsk). Earth, Moon, and Planets 12 (2): 159–175. doi:10.1007/BF00577875.
  31. ^ Wieczorek, Mark A.; Zuber, Maria T. (2001). «A Serenitatis origin for the Imbrian grooves and South Pole-Aitken thorium anomaly» (engelsk). Journal of Geophysical Research 106 (E11): 27853–27864. doi:10.1029/2000JE001384. Besøkt 2011-06-01.
  32. ^ Denevi, B. W.; Robinson, M. S. (2008). «Albedo of Immature Mercurian Crustal Materials: Evidence for the Presence of Ferrous Iron» (engelsk). Lunar and Planetary Science 39: 1750.
  33. ^ a b c Wagner, R. J.; Wolf, U.; Ivanov, B. A.; Neukum, G. (4–5. 2001). «Application of an Updated Impact Cratering Chronology Model to Mercury's Time-Stratigraphic System» (på engelsk). Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior. Proceedings of a workshop held at The Field Museum.. Chicago, IL: Lunar and Planetary Science Institute. s. 106. Bibcode 2001mses.conf..106W. 
  34. ^ Dzurisin, D. (1978-10-10). «The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments» (engelsk). Journal of Geophysical Research 83 (B10): 4883–4906. doi:10.1029/JB083iB10p04883.
  35. ^ Van Hoolst, T., Jacobs, C. (2003). «Mercury's tides and interior structure» (engelsk) 108: 7.
  36. ^ Background Science (engelsk). BepiColombo. European Space Agency (6. august 2010). Besøkt 29. mai 2011.
  37. ^ Murdock, T. L.; Ney, E. P. (1970). «Mercury: The Dark-Side Temperature» (engelsk). Science 170 (3957): 535–537. doi:10.1126/science.170.3957.535. Besøkt 2011-06-02.
  38. ^ Ingersoll, Andrew P.; Svitek, Tomas; Murray, Bruce C. (november 1992). «Stability of polar frosts in spherical bowl-shaped craters on the moon, Mercury, and Mars» (engelsk). Icarus 100 (1): 40–47. doi:10.1016/0019-1035(92)90016-Z.
  39. ^ a b Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. O. (1992). «Mercury radar imaging — Evidence for polar ice» (engelsk). Science 258 (5082): 635–640. doi:10.1126/science.258.5082.635. Besøkt 2011-06-03.
  40. ^ a b Williams, David R. (2. juni 2005). Ice on Mercury (engelsk). NASA Goddard Space Flight Center. Besøkt 3. juni 2011.
  41. ^ a b Chang, Kenneth. «On Closest Planet to the Sun, NASA Finds Lots of Ice», New York Times, 2012-11-29, s. A3. «Sean C. Solomon, the principal investigator for Messenger, said there was enough ice there to encase Washington, D.C., in a frozen block two and a half miles deep.»
  42. ^ NASA probe reveals organics, ice on Mercury. Reuters (29 November 2012). Besøkt 29 November 2012.
  43. ^ a b c Rawlins, K; Moses, J. I.; Zahnle, K.J. (1995). «Exogenic Sources of Water for Mercury's Polar Ice» (engelsk). Bulletin of the American Astronomical Society 27: 1117.
  44. ^ Harmon, J. K.; Perillat, P. J.; Slade, M. A. (januar 2001). «High-Resolution Radar Imaging of Mercury's North Pole» (engelsk). Icarus 149 (1): 1–15. doi:10.1006/icar.2000.6544.
  45. ^ Domingue, Deborah L. et al. (august 2009). «Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere» (engelsk). Space Science Reviews 131 (1–4): 161–186. doi:10.1007/s11214-007-9260-9.
  46. ^ Lakdawalla, Emily. «MESSENGER Scientists 'Astonished' to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere» (på engelsk), 2008-07-03. Besøkt 2011-06-03
  47. ^ Zurbuchen, Thomas H. et al. (juli 2008). «MESSENGER Observations of the Composition of Mercury’s Ionized Exosphere and Plasma Environment» (engelsk). Science 321 (5885): 90–92. doi:10.1126/science.1159314.
  48. ^ «Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of», University of Michigan (på engelsk), 2008-07-10. Besøkt 2011-06-02
  49. ^ Killen, Rosemary; Cremonese, Gabrielle; Lammer, Helmut et al. (2007). «Processes that Promote and Deplete the Exosphere of Mercury» (engelsk). Space Science Reviews 132 (2-4): 433–509. doi:10.1007/s11214-007-9232-0.
  50. ^ McClintock, William E.; Vervack Jr., Ronald J.; Bradley, E. Todd et al. (2009). «MESSENGER Observations of Mercury’s Exosphere: Detection of Magnesium and Distribution of Constituents» (engelsk). Science 324 (5927): 610–613. doi:10.1126/science.1172525.
  51. ^ Russell, C. T.; Luhmann, J. G.. Mercury: Magnetic Field and Magnetosphere (engelsk). Space Physics Center, UCLA Institute of Geophysics and Planetary Physics. Besøkt 29. juni 2011.
  52. ^ Williams, David R. (6. januar 2006). Planetary Fact Sheets (engelsk). NASA National Space Science Data Center. Besøkt 3. juni 2011.
  53. ^ a b c Staff (30. januar 2008). Mercury’s Internal Magnetic Field (engelsk). NASA. Besøkt 3. juni 2011.
  54. ^ Gold, Lauren (3. mai 2007). Mercury has molten core, Cornell researcher shows (engelsk). Cornell University. Besøkt 3. juni 2011.
  55. ^ Christensen, Ulrich R. (2006). «A deep dynamo generating Mercury's magnetic field» (engelsk). Nature 444 (7122): 1056–1058. doi:10.1038/nature05342.
  56. ^ Spohn, T., Breuer, D. (2005), Core Composition and the Magnetic Field of Mercury, American Geophysical Union, Spring Meeting 2005
  57. ^ a b c Margot, L.J.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; Holin, I. V. (2007). «Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core» (engelsk). Science 316 (5825): 710–714. doi:10.1126/science.1140514.
  58. ^ a b Bill, Steigerwald (2. juni 2009). Magnetic Tornadoes Could Liberate Mercury's Tenuous Atmosphere (engelsk). NASA Goddard Space Flight Center. Besøkt 3. juni 2011.
  59. ^ Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars (engelsk). Planetary Society. Besøkt 12. juni 2011.
  60. ^ Espenak, Fred (21. april 2005). Transits of Mercury (engelsk). NASA/Goddard Space Flight Center. Besøkt 12. juni 2011.
  61. ^ Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. (1965). «Theory of Rotation for the Planet Mercury» (engelsk). Science 150 (3704): 1717. doi:10.1126/science.150.3704.1717.
  62. ^ Correia, Alexandre C.M; Laskar, Jacques (2009). «Mercury's capture into the 3/2 spin-orbit resonance including the effect of core-mantle friction» (engelsk). Icarus 201 (1): 1. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.034.
  63. ^ Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques (2004). «Mercury’s capture into the 3/2 spin–orbit resonance as a result of its chaotic dynamics» (engelsk). Nature 429 (6994): 848–850. doi:10.1038/nature02609.
  64. ^ Laskar, J.; Gastineau, M. (2009-06-11). «Existence of collisional trajectories of Mercury, Mars and Venus with the Earth». Nature 459 (7248): 817–819. doi:10.1038/nature08096.
  65. ^ U. Le Verrier. Lettre de M. Le Verrier à M. Faye sur la théorie de Mercure et sur le mouvement du périhélie de cette planète (fransk). Comptes rendus hebdomadaires des séances de l'Académie des sciences (Paris) 379-383På s.383 i den samme utgaven blir Le Verriers rapport fulgt av en annen entusiastisk anbefaling til astronomer, fra Faye, om å søke for et tidligere uoppdaget intra-merkurielt objekt.
  66. ^ Clemence, G. M. (October 1947). «The Relativity Effect in Planetary Motions» (engelsk). Reviews of Modern Physics 19 (4): 361–364. doi:10.1103/RevModPhys.19.361.
  67. ^ Wudka, Jose (24. september 1998). Precession of the perihelion of Mercury (engelsk). Physics 7: Relativity and Cosmology. Department of Physics & Astronomy, University of California, Riverside. Besøkt 29. mai 2011.
  68. ^ Gilvarry, J. J. (1953). «Relativity Precession of the Asteroid Icarus» (engelsk). Physical Review 89 (5): 1046. doi:10.1103/PhysRev.89.1046.
  69. ^ Anonymous. 6.2 Anomalous Precession (engelsk). Reflections on Relativity. MathPages. Besøkt 14. juni 2011.
  70. ^ Baumgardner, Jeffrey; Mendillo, Michael; Wilson, Jody K. (2000). «A Digital High-Definition Imaging System for Spectral Studies of Extended Planetary Atmospheres. I. Initial Results in White Light Showing Features on the Hemisphere of Mercury Unimaged by Mariner 10». The Astronomical Journal 119 (5): 2458–2464. doi:10.1086/301323.
  71. ^ Walker, John. Mercury Chaser's Calculator (engelsk). Fourmilab Switzerland. Besøkt 14. juni 2011. se på 1964 og 2013
  72. ^ Mercury Elongation and Distance (engelsk). Arkivert fra originalen 12. mai 2011. Besøkt 14. juni 2011. Nummer generert ved bruk av Solar System Dynamics Groups Horizons On-Line Ephemeris System
  73. ^ Solex 10 (engelsk). Universita degli Studi di Napoli Federico II. Besøkt 14. juni 2011. Resultatfil
  74. ^ Total Solar Eclipse of 2006 March 29 (engelsk). Department of Physics at Fizik Bolumu in Turkey (22. januar 2003). Besøkt 14. juni 2011.
  75. ^ Espenak, Fred. NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006 (engelsk). Twelve Year Planetary Ephemeris Directory. NASA. Besøkt 14. juni 2011.
  76. ^ Schaefer, Bradley E. (May 2007). «The Latitude and Epoch for the Origin of the Astronomical Lore in Mul.Apin» (engelsk). American Astronomical Society Meeting 210, #42.05 38: 157.
  77. ^ Hunger, Hermann; Pingree, David (1989). «MUL.APIN: An Astronomical Compendium in Cuneiform» (engelsk). Archiv für Orientforschung 24.
  78. ^ Mercury and ancient cultures (2002), JHU / APL
  79. ^ Goldstein, Bernard R. (February 1996). «The Pre-telescopic Treatment of the Phases and Apparent Size of Venus» (engelsk). Journal for the History of Astronomy.
  80. ^ Samsó, Julio; Mielgo, Honorino (1994). «Ibn al-Zarqālluh on Mercury» (engelsk). Journal for the History of Astronomy 25: 289–96 [292].
  81. ^ Hartner, Willy (1955). «The Mercury Horoscope of Marcantonio Michiel of Venice» (engelsk). Vistas in Astronomy 1: 84–138. doi:10.1016/0083-6656(55)90016-7. på s. 118-122.
  82. ^ Ansari, S. M. Razaullah (2002). «History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), holdt i Kyoto, 25–26. august 1997». Springer Science+Business Media. s. 137. ISBN 1402006578. 
  83. ^ Goldstein, Bernard R. (December 1969). «Some Medieval Reports of Venus and Mercury Transits» (engelsk). Centaurus 14 (1): 49–59. doi:10.1111/j.1600-0498.1969.tb00135.x.
  84. ^ Ramasubramanian, K.; Srinivas, M. S.; Sriram, M. S. (1994). «Modification of the Earlier Indian Planetary Theory by the Kerala Astronomers (c. 1500 AD) and the Implied Heliocentric Picture of Planetary Motion» (engelsk) (pdf). Current Science 66: 784–790. Besøkt 2011-06-24.
  85. ^ R.W. Sinnott, Meeus, J. (1986), John Bevis and a Rare Occultation Sky and Telescope, v. 72, s. 220
  86. ^ a b Colombo, G.; Shapiro, I. I. (11/1965). «The Rotation of the Planet Mercury» (engelsk). SAO Special Report #188R 188.
  87. ^ Holden E.S. (1890), Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury [by Professor Schiaparelli], Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 2, s. 79
  88. ^ MARINER 10 MISSION AND SPACECRAFT (engelsk). Besøkt 30. mars 2011.
  89. ^ Evans, J. V.; Brockelman, R. A.; Henry, J. C.; Hyde, G. M.; Kraft, L. G.; Reid, W. A.; Smith, W. W. (1965). «Radio Echo Observations of Venus and Mercury at 23 cm Wavelength» (engelsk). Astronomical Journal 70: 487–500. doi:10.1086/109772.
  90. ^ Pettengill, G. H.; Dyce, R. B. (1965). «A Radar Determination of the Rotation of the Planet Mercury» (engelsk). Nature 206 (1240): 451–2. doi:10.1038/2061240a0.
  91. ^ Eric W. Weisstein. Mercury Mercury (engelsk). Besøkt 25. juni 2011.
  92. ^ a b Colombo, G. (1965). «Rotational Period of the Planet Mercury» (engelsk). Nature 208 (5010): 575. doi:10.1038/208575a0.
  93. ^ SP-423 Atlas of Mercury (engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 10. desember 2009. Besøkt 9. mars 2007.
  94. ^ Golden, Leslie M., A Microwave Interferometric Study of the Subsurface of the Planet Mercury (1977). Ph.D Dissertation, University of California, Berkeley
  95. ^ Mitchell, David L. and De Pater, Imke, Microwave Imaging of Mercury’s Thermal Emission at Wavelengths from 0.3 to 20.5 cm (1994). Icarus, 110, 2-32
  96. ^ Dantowitz, R. F.; Teare, S. W.; Kozubal, M. J. (2000). «Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury» (engelsk). Astronomical Journal 119 (4): 2455–2457. doi:10.1086/301328.
  97. ^ L. V. Ksanfomality (2006). «Earth-based optical imaging of Mercury» (engelsk). Advances in Space Research 38 (4): 594. doi:10.1016/j.asr.2005.05.071.
  98. ^ Harmon, J. K. et al. (2007). «Mercury: Radar images of the equatorial and midlatitude zones» (engelsk). Icarus 187 (2): 374. doi:10.1016/j.icarus.2006.09.026.
  99. ^ Mercury (engelsk). NASA Jet Propulsion Laboratory (5. mai 2008). Besøkt 26. juni 2011.
  100. ^ Leipold, M.; Seboldt, W.; Lingner, S.; Borg, E.; Herrmann, A.; Pabsch, A.; Wagner, O.; Bruckner, J. (juli 1996). «Mercury sun-synchronous polar orbiter with a solar sail» (engelsk). Acta Astronautica 39 (1): 143–151. doi:10.1016/S0094-5765(96)00131-2.
  101. ^ Phillips, Tony (oktober 1976). NASA 2006 Transit of Mercury (engelsk). SP-423 Atlas of Mercury. NASA. Besøkt 26. juni 2011.
  102. ^ BepiColumbo - Background Science (engelsk). European Space Agency. Besøkt 26. juni 2011.
  103. ^ Tariq Malik. «MESSENGER to test theory of shrinking Mercury», USA Today (på engelsk), 2004-08-16. Besøkt 2008-05-23
  104. ^ Merton E. Davies, et al. (1978). «Mariner 10 Mission and Spacecraft» (på engelsk). Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences. http://history.nasa.gov/SP-423/mariner.htm. Besøkt 2011-06-26. 
  105. ^ Ness, Norman F. (mars 1978). «Mercury - Magnetic field and interior» (engelsk). Space Science Reviews 21 (5): 527–553. doi:10.1007/BF00240907.
  106. ^ NSSDC Master Catalog Display: Mariner 10 (engelsk) (2. april 2008). Besøkt 20. mars 2007.
  107. ^ MESSENGER Engine Burn Puts Spacecraft on Track for Venus (engelsk). SpaceRef.com (2005). Besøkt 26. juni 2011.
  108. ^ a b Countdown to MESSENGER's Closest Approach with Mercury (engelsk). Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (14. januar 2008). Besøkt 26. juni 2011.
  109. ^ MESSENGER Gains Critical Gravity Assist for Mercury Orbital Observations (engelsk). MESSENGER Mission News (30. september 2009). Besøkt 26. juni 2011.
  110. ^ Paul E. Alers (17. mars 2011). Celebrating Mercury Orbit (engelsk). NASA Multimedia. Besøkt 29. mai 2011.
  111. ^ Johns Hopkins University (March 21, 2012). «MESSENGER Provides New Look at Mercury's Landscape, Metallic Core, and Polar Shadows». Press release. http://messenger.jhuapl.edu/news_room/details.php?id=198. Besøkt March 22, 2012. 
  112. ^ Johns Hopkins University’s MESSENGER mission web pages (engelsk). Arkivert fra originalen 10. desember 2009. Besøkt 20. mars 2007.
  113. ^ a b ESA gives go-ahead to build BepiColombo (engelsk). European Space Agency (26. februar 2007). Besøkt 26. juni 2011.
  114. ^ Fleming, Nic. «Star Trek-style ion engine to fuel Mercury craft», The Telegraph (på engelsk), 2008-01-18. Besøkt 2011-06-26
  115. ^ Objectives (engelsk). European Space Agency (21. februar 2006). Besøkt 26. juni 2011.

Litteratur[rediger | rediger kilde]

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]