Merkur (planeta)
Planeta Merkur |
|
| Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0) |
|
|---|---|
| Velká poloosa | 57 909 176 km 0,387 099 3 AU |
| Obvod oběžné dráhy | 3,6×108 km 2,406 AU |
| Výstřednost | 0,205 630 69 |
| Perihel | 46 001 272 km 0,307 499 51 AU |
| Afel | 69 817 079 km 0,466 698 35 AU |
| Perioda (oběžná doba) | 87,969 35 d (0,240 847 a) |
| Synodická perioda | 115,8776 d |
| Orbitální rychlost - maximální - průměrná - minimální |
58,98 km/s 47,36 km/s 38,86 km/s |
| Sklon dráhy - k ekliptice - ke slunečnímu rovníku |
7,004 89° 3,38° |
| Délka vzestupného uzlu | 48,331 67° |
| Argument šířky perihelu | 29,124 78° |
| Počet přirozených satelitů |
0 |
| Fyzikální charakteristiky | |
| Rovníkový průměr | 4879,4 km (0,383 Zemí) |
| Polární průměr | 4879,4 km (0,383 Zemí) |
| Zploštění | 0 |
| Povrch | 7,5×107 km2 (0,147 Zemí) |
| Objem | 6,1×1010 km3 (0,056 Zemí) |
| Hmotnost | 3,302×1023 kg (0,055 Zemí) |
| Průměrná hustota | 5,427 g/cm3 |
| Gravitace na rovníku | 3,701 m/s2 (0,377 G) |
| Úniková rychlost | 4,435 km/s |
| Perioda rotace | 58,6462 d |
| Rychlost rotace | 10,892 km/h (na rovníku) |
| Sklon rotační osy | ~0,01° |
| Rektascenze severního pólu |
281,01° (18 h 44 min 2 s) |
| Deklinace | 61,45° |
| Albedo | 0,10–0,12 |
| Povrchová teplota - min - průměr - max |
90 K 440 K 700 K |
| Charakteristiky atmosféry | |
| Atmosférický tlak | ~0 kPa |
| draslík | 31,7 % |
| sodík | 24,9 % |
| atomární kyslík | 9,5 % |
| argon | 5,9 % |
| helium | 5,9 % |
| molekulární kyslík | 5,6 % |
| dusík | 5,2 % |
| oxid uhličitý | 3,6 % |
| voda | 3,4 % |
| vodík | 3,2 % |
Pozorování planety pozemskými teleskopy je složité kvůli blízkosti Slunce. Detailnější znalosti přinesla až dvojice sond, která kolem planety prolétla. První sondou u Merkuru byla americká sonda Mariner 10 v 70. letech, která nasnímala přibližně 45 % povrchu. V roce 2008 dorazila k planetě další sonda MESSENGER, která provedla tři průlety kolem Merkuru a v roce 2011 by měla být definitivně navedena na oběžnou dráhu kolem planety. Snímky z těchto dvou sond umožnily prozkoumat povrch planety, který silně připomíná měsíční krajinu plnou impaktních kráterů, nízkých pohoří a lávových planin. Vlivem neustálých dopadů těles všech velikostí na povrch Merkuru je většina povrchu erodována drobnými krátery. Povrch je nejspíše vlivem smršťování planety rozpraskán množstvím útesových zlomů dosahujících výšky několika kilometrů a délky stovek kilometrů. Současně je povrch neustále bombardován fotony i slunečním větrem – proudem nabitých částic směřujících vysokou rychlostí od Slunce. Nepřítomnost atmosféry je příčinou velkých rozdílů teplot mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí. Rozdíly dosahují hodnot téměř 700 °C. Na polokouli přivrácené ke Slunci může teplota vystoupit na téměř 430 °C. Na polokouli odvrácené panuje mráz až −180 °C.
Nejstarší podložené pozorování Merkuru pochází z prvního tisíciletí před našim letopočtem. Před 4. stoletím př. n. l. pozorovali Merkur řečtí astronomové, kteří věřili, že se jedná o dvě samostatná tělesa, která pojmenovali Apollo pro hvězdu při východu Slunce a Hermés při západě.[5] Současné pojmenování planety pochází z římské mytologie, kde Merkur bylo jméno pro posla bohů, který odpovídal jménem v původní řecké mytologii Hermovi.[6]
Vznik
Merkur vznikl podobně jako ostatní planety solárního systému přibližně před 4,5 miliardami let[7] akrecí z pracho-plynného disku, jenž obíhal kolem rodící se centrální hvězdy. Srážkami prachových částic se začala formovat malá tělesa, která svou gravitací přitahovala další částice a okolní plyn. Vznikly tak první planetesimály, které se vzájemně srážely a formovaly větší tělesa. Na konci tohoto procesu v soustavě vznikly čtyři terestrické protoplanety.
Po zformování protoplanety docházelo k masivnímu bombardování povrchu zbylým materiálem ze vzniku soustavy,[8] což mělo za následek jeho neustálé přetváření a přetavování. Jelikož má Merkur netypicky velké jádro vzhledem k plášti, je možné že v době vzniku proběhla kolize s velkou planetisimálou, která část pláště odpařila. Současně je možné, že celý povrch byl roztaven do podoby tzv. magmatického oceánu,[8] jehož tepelná energie společně s teplem uvolněným diferenciací pláště a jádra je dodnes kumulována v nitru planety. Po vzniku primární kůry se na povrchu stále nacházely rozsáhlé oblasti žhavé roztavené lávy, která nejspíše vyplnila některé starší oblasti. Po ztuhnutí lávy nastalo pro Merkur klidnější období, nedopadalo tolik těles na jeho povrch a mohly vzniknout mezikráterové planiny. Merkur i nadále postupně chladl a docházelo ke zmenšování jádra, což se na povrchu projevilo rozpraskáním kůry a vytvořením stovky kilometrů dlouhých zlomů. Po rozpraskání kůry se na povrchu objevily další velké lávové oblasti, které opět překryly část povrchu a umožnily vznik hladkých planin.[8] Od té doby se již na povrchu žádná větší lávová plocha neobjevila a vzhled povrchu se začal utvářet dopady meteoritů a mikrometeoritů, které se projevilo vznikem drobného prachu rozšířeného po celém povrchu a nazývaného regolit.[8]
Mimo hypotézu o velké srážce existují i další hypotézy, které se snaží abnormální velikosti jádra vůči zbytku planety vysvětlit. Jednou z nich je možnost, že planeta vznikla ještě předtím, než se zářivý výkon Slunce stabilizoval a většina jeho pláště pak byla odpařena do okolního vesmíru při jedné z obřích protoslunečních erupcí. Jiná uvádí jako možné vysvětlení domněnku, že velká část lehčích chemických prvků, formujících obvykle plášť, byla vytlačena mimo oblast vzniku Merkuru silným slunečním větrem.
[editovat] Fyzická charakteristika
Merkur je nejmenší planeta sluneční soustavy s rovníkovým poloměrem 2439,7 km[9], která dosahuje pouze 38 % průměru Země a je tedy pouze přibližně 1,4 krát větší než pozemský Měsíc.[3] Paradoxně je Merkur menší než dva největší měsíce ve sluneční soustavě Ganymed a Titan.[3] Jedná se o jednu ze čtyř terestrických planet v soustavě, která má pevný kamenitý povrch. Planeta je tvořena přibližně ze 70 % z kovových materiálů a 30 % tvoří křemičitany.[10] Vlivem velkého zastoupení kovů ve složení je Merkur druhou nejhustší planetou ve sluneční soustavě o hustotě 5,427 g/cm³.[9] Tvar planety je podobně jako v případě Venuše téměř dokonale kruhový, což znamená, že má velmi malé zploštění v oblasti pólů.[11]
Merkur zblízka zkoumaly dvě americké sondy: Mariner 10, který v letech 1974–1975 zmapoval přibližně 45 % povrchu, a MESSENGER, který zatím při třech průletech v roku 2008 a 2009 studoval kromě atmosféry i složení povrchu. Sondy zjistily velmi slabé stopy plynného obalu, obsahujícího především atomy pocházející ze slunečního větru, tedy převážně helium. Hustota Merkurovy atmosféry je však velmi nízká.
[editovat]
Geologické složení
Zvláštností Merkuru je jeho značně vysoká hustota dosahující asi 5400 kg/m³[2] a poměrně silné magnetické pole o velikosti asi 1 % zemského. Tento fakt je vysvětlován vysokým zastoupením železa a niklu uvnitř planety a masivním jádrem, které se nachází pod kůrou. Jako důkaz velkých rozměrů jádra slouží přítomnost magnetického pole. Kdyby bylo magnetické pole jen malé, pomalá rotace planety by nestačila ke generování silného magnetického pole.[12] Značná akumulace železa v jádře společně s jeho masivní velikostí zabírající až 75 % průměru planety[2] je pro vědce zatím záhadou, ale existuje několik hypotéz, které se ho snaží vysvětlit.[12]
Geologové odhadují, že jádro planety zabírá okolo 42 % celkového poloměru tělesa, například u Země je to pouze 17 %. Současné výzkumu napovídají, že jádro Merkuru je tekuté.[13] Jádro obklopuje 500 až 700 km silný plášť tvořený silikáty.[14][15] Na povrchu je kůra, která dle měření sondy Mariner 10 a pozemských teleskopů by mohla být 100 až 300 km silná.[16] Odhaduje se, že planeta je ze 70 % tvořena kovy a pouze z 30 % silikátovým materiálem.[10][2]
Nejvíce uznávaná teorie předpokládá, že Merkur měl původně poměr železa ku křemičitanům stejný jako chondrity, které jsou základní stavební jednotkou většiny těles ve sluneční soustavě a že celá planeta byla přibližně 2,25krát hmotnější než je dnes.[17] Nicméně v rané historii sluneční soustavy mělo dojít ke srážce Merkuru s planetisimálou o hmotnosti 1/6 Merkuru a velikosti několika stovek kilometrů,[17] která vedla k odpaření většiny tehdejší kůry a velké části pláště. Po srážce zůstalo jádro, které se náhle stalo dominantní komponentou celé planety.[17] Podobný proces se nejspíše odehrál v době zfromování pozemského Měsíce.[17] Za oblast hypotetické srážky se občas považuje rozsáhlá oblast Caloris Basin.[12]
Jiné teorie předpokládají, že Merkur se zformoval jako protoplaneta v planetární mlhovině dříve, než se Slunce ustálilo a stabilizovalo svůj energetický tok. Vznikla tak protoplaneta, která měla přibližně 2krát větší hmotnost, načež následně došlo ke kontrakci protoslunce, které zvýšilo teplotu v oblasti Merkuru mezi 2500 až 3500 K (či dokonce až na 10 000 K).[18] Zvýšená teplota měla za následek, že došlo k vypaření velké části povrchu a pláště, čímž by došlo ke vzniku atmosféry Merkuru tvořenou z plynů vzniklých z hornin. Vzájemné interakce se slunečním větrem následně měly odvát celou atmosféru do okolního vesmíru.[18]
Třetí hypotéza předpokládá, že sluneční mlhovina byla směrem do středu hustší vlivem počínající akrece a tak lehčí částice byly vytlačovány mimo oblast blízkou k budoucímu Slunci, jak se musel materiál tvořící později Merkur prodírat nahuštěným plynem, v místě vzniku Merkuru tak zůstávaly převážně těžší prvky, ze kterých je Merkur nyní složen.[19] Každá z předkládaných hypotéz ale vyžaduje jiné složení povrchových hornin, čehož se má využít během experimentů sond MESSENGER a BepiColombo, které by měly závěry těchto teorií potvrdit či vyvrátit.[20][21]
[editovat] Povrch
- Podrobnější informace naleznete v článku Povrch Merkuru.
Povrch Merkuru se velmi podobá povrchu pozemského Měsíce, jak ukázaly první detailnější snímky pořízené americkou sondou Mariner 10.[2] Povrch je pokryt především obrovským množstvím kráterů, vzniklých srážkou s meteority a planetkami nejrůznějších velikostí (tzv. impaktní krátery). Jediný rozdíl mezi Měsícem a Merkurem je v tom, že na Merkuru neexistují objekty podobné tzv. měsíčním mořím, čili velké výlevy bazaltů v obřích pánvích, vzniklých po dopadech velkých těles. Mimo jiné se zde nacházejí rozsáhlé lávové výlevy a pravděpodobně i sinuous rilles,[22] útvary připomínající říční koryta, která jsou spojena s impakty menších těles.
Nejvýraznějším povrchovým útvarem Merkuru je přes 1400 km se táhnoucí prohlubeň Caloris Basin, která je často považována za největší kráter ve sluneční soustavě.[23]
Planeta byla navštívena zatím pouze sondami Mariner 10 v 70. letech a v prvním desetiletí 21. století sondou MESSENGER. Mariner 10 prolétl kolem planety celkem třikrát, načež odeslal na Zemi přes 2700 snímků, které pokryly povrch pouze z 45 %. Povrch planety je k roku 2009 zmapován tedy pouze z menší části.[8] Snímky ukázaly svět podobný Měsíci s velice starou kůrou pokrytou značným množstvím impaktních kráterů od velikosti několika stovek metrů až 1300 kilometrů.[8] U Merkuru nebyl identifikován žádný geologický proces, který by mohl omlazovat krátery jako např. desková tektonika na Zemi či lávové výlevy na povrchu Měsíce, a tak se zde nachází mnoho kráterů v různém stupni eroze.[8] Na povrchu se nacházejí i hory, které jeví značné známky rozrušení impakty jiných těles. Horstva jsou menšinovým činitelem, většinu povrchu nejspíše zabírají lávové planiny dvojího typu: mezikráterové planiny a hladké planiny.[8] Rozdíl mezi nimi je v četnosti kráterů, které se na nich nacházejí. Předpokládá se, že hladké planiny jsou mladší.[8]
Oproti povrchu Měsíce či Marsu chyběly doklady sopečné aktivity na povrchu planety[8] až do roku 2008, kdy sonda MESSENGER objevila sopky na povrchu.[2] Předpokládá se, že během kontrakce obvodu Merkuru se mohla planeta zmenšit až o 0,1 %, což se projevilo masivním zvrásněním kůry a jejím popraskáním.[8] Vznikly tak útesové zlomy vysoké několik kilometrů a dlouhé až stovky kilometrů.[2]
[editovat] Atmosféra
- Podrobnější informace naleznete v článku Atmosféra Merkuru.
Merkur má velmi tenkou atmosféru, která odpovídá v podstatě vakuu,[24] složenou z atomů vyražených z jeho povrchu slunečním větrem, což je zapříčiněno slabým gravitačním polem vytvářeným poměrně lehkou planetou.[25] Protože je povrch Merkuru velmi horký, tyto atomy rychle unikají do vesmíru. V důsledku toho je – oproti Zemi nebo Venuši, jejichž atmosféry jsou stabilní – Merkurova atmosféra proměnlivá a musí být neustále doplňována. Tlak atmosféry na povrchu je menší než 10 Pa, což v pozemských měřítkách odpovídá ultravysokému vakuu (daleko vyšší tlak má i vakuum v běžné žárovce).[26] Jelikož planeta nemá žádnou silnější atmosféru, je obloha na Merkuru vždy černá.[2][11]
Atmosféra je složená především z kyslíku a sodíku, vodíku a helia. Helium pochází pravděpodobně ze slunečního větru,[25] i když část plynu se může uvolňovat také z nitra planety, zatímco ostatní prvky jsou uvolňovány z povrchu a doneseného meteoritického materiálu fotoionizací dopadajícím slunečním zářením. V atmosféře byly pozorovány i nízké obsahy molekul oxidu uhličitého a vody, což naznačuje sopečnou aktivitu na planetě.[25] Merkurova atmosféra je tak řídká, že atomy plynů se v ní pohybují po balistických drahách a daleko častěji se srážejí s povrchem planety než samy mezi sebou.[26]
Vlivem velice nízké hustoty atmosféry, která se dá v podstatě považovat za vakuum, se v Merkurově atmosféře nevyskytují žádné meteorologické jevy, jenž by bylo možno pozorovat.[11]
[editovat] Teplota
Jelikož planeta nemá v podstatě žádnou atmosféru, která by dokázala udržet stabilní teplotu, dochází na povrchu planety k velkým teplotním výkyvům, které jsou největší v celé sluneční soustavě.[11] Teplota klesá až k −180 °C na straně odvrácené od Slunce a narůstá až k 430 °C na straně osluněné.[8][11] Tyto překotné změny teploty během dne jsou způsobeny několika faktory. Jedním z nich je rotace planety, kdy je po 176 dní přivrácená jedna strana Merkuru ke Slunci.[11]
[editovat] Voda
Původně se předpokládalo, že na povrchu Merkuru voda nemůže v žádném případě existovat.[27] Nepřítomnost atmosféry a blízkost ke Slunci totiž působí proti výskytu vody.[2] Výkonné radioteleskopy i měření sondy Mariner 10 však ukazují, že navzdory obrovským povrchovým teplotám může být na Merkuru led. Důvodem je fakt, že Merkurova rotační osa je téměř kolmá k rovině oběhu, což znamená, že na dno velkých impaktních kráterů v oblastech pólů nikdy nezasvítí Slunce[8] a teplota se zde soustavně drží na −161 °C.[2] Je pravděpodobné, že tato voda se na Merkur dostala při srážkách s jádry komet.[11] Při nárazu se část vody z jádra komety mohla dostat pod povrch planety, a tam je uložena v podobě vodního ledu, jenž je překryt jemným prachem fungujícím jako tepelná izolace.[8]
V roce 1991 planetologové Duane Mulhelm a Bryan Butler studovali nezmapované oblasti Merkuru za použití sedmdesátimetrové antény v kalifornském Goldstone. K velkému překvapení naměřili silný odraz vysílaného radarového signálu z oblasti severního pólu planety, který se značně podobal odrazům zjištěným u polárních čepiček na Marsu.[27] V roce 1994 se uskutečnilo stejné pozorování Merkuru, které přineslo podobné výsledky i pro oblasti okolo jižního pólu planety.[27]
Magnetické pole a radiace
Sonda Mariner 10 v roce 1974 detekovala magnetické pole Merkuru o síle asi 1 % zemského.[25] To bylo pro vědecký svět překvapením, jelikož se věřilo, že takto malá planeta má jen malé pevné jádro, které již dávno vychladlo, a tudíž nevytváří magnetismus. Objev sondy znamenal přehodnocení tohoto předpokladu a možnost existence většího částečně roztaveného jádra, které by rozdílnou rychlostí rotace mohlo generovat magnetické pole planety na principu dynama.[2] Magnetické pole je skloněné o 7 stupňů vůči rotační ose Merkuru a je natolik silné, že umožňuje vznik magnetosféry okolo planety, která odklání sluneční vítr.[28]
Existují i další vysvětlení magnetického pole planety, které se obejdou bez hypotézy většího jádra planety. Je možné, že magnetické pole planety může být vybuzováno remanentní magnetizací železo obsahujících hornin, které mohly být zmagnetizovány v době vzniku planety.[2]
Jak potvrdila měření další sondy MESSENGER během dvou průletu na počátku 21. století, je magnetické pole Merkuru menší než pozemské, čehož se využívá pro počítačové modelace. Současná výpočetní kapacita počítačů neumožňuje numerické modelování pozemského magnetického jádra, a proto se modeluje snadnější pole Merkuru, čehož se pak používá pro snahu objasnit tajemství spojených s pozemským polem.[28]
[editovat] Oběžná dráha
Merkur obíhá Slunce po eliptické dráze s poměrně velkou excentricitou dosahující 0,2056. Tato výstřednost oběžné dráhy se projevuje v tom, že v době perihélia je přibližně o 24 miliónů km blíže ke Slunci než v době afélia. Průměrná vzdálenost od centrální hvězdy je 57,9 miliónů km, kterou planeta urazí jednou za 87,969 dne průměrnou rychlostí oběhu 47,87 km/s.[1]
Vůči Zemi se planeta přibližuje a oddaluje s maximálním rozdílem 8135 miliónů km, což se projevuje na pozorovatelnosti planety na noční obloze, kdy kolísá její úhlová velikost mezi 5" až 15".[1] Jelikož je Merkur mnohem blíže ke Slunci než Země, jeví se Slunce na jeho obloze až dva a půlkrát větší než na pozemské.[2][11]
[editovat] Stáčení perihelia
- Podrobnější informace naleznete v článku Stáčení perihelia Merkuru.
Měření parametrů oběžné dráhy Merkuru bylo také jedním z nejvýznamnějších důkazů obecné teorie relativity. Merkur má velmi výstřednou dráhu a v gravitačním poli Slunce se perihelium jeho dráhy stáčí přibližně o jeden stupeň za 6 pozemských let. Toto stáčení nebylo možné plně vysvětlit působením ostatních planet na základě Newtonových zákonů. Po započtení všech vlivů zbývala nevysvětlená odchylka 43 obloukových vteřin za století. Původně se astronomové domnívali, že působí další, dosud neznámá planeta (které říkali Vulkan). Až Einsteinova obecná teorie relativity důvod tohoto jevu plně vysvětlila.
[editovat] Rotace
Teprve roku 1965 se podařilo spolehlivě určit rotační dobu planety na 59 dnů, a to pomocí nových výkonných radioteleskopů.[2] Do té doby se věřilo, že Merkur má vázanou rotaci vzhledem ke Slunci, což by vedlo k tomu, že by byla ke Slunci přivrácena stále stejná strana, jenž by byla vystavována extrémnímu žáru a odvrácená chladu.[29] Pomocí teleskopů se zjistilo, že planeta ve skutečnosti rotuje, a to velice pomalu, takže jedna otočka zabírá 58,646 pozemského dne.[1] Vlivem pomalé rotace trvá jeden sluneční den na Merkuru 176 pozemských dnů.[1] Vědci předpokládají, že dříve se mohl Merkur točit kolem své osy mnohem rychleji a že den mohl trvat pouhých osm hodin.[2] Vlivem gravitačního působení Slunce ale došlo k prodloužení dne až na dnešní hodnoty.[2]
Jelikož rotační osa planety je kolmá na rovinu oběžné dráhy, mají všechny body na povrchu Merkuru stejně dlouhý den.[1] Merkur má vůči Slunci tzv. rotační rezonanci s oběžnou dobu v poměru 3:2.[12] Předpokládá se, že by se mohlo jednat o důsledek hypotetické srážky s velikou planetisimálou v rané historii planety. Vlivem srážky a vnitřního složení mohla planeta ztratit sférickou symetrii. Slapové síly Slunce však přesto nebyly schopny vytvořit z Merkuru těleso s vázanou rotací jako má například pozemský Měsíc. Nastala tak situace, kdy je v perihéliu ke Slunci střídavě přivrácena a odvrácena hmotnější část planety.[12]
[editovat] Přechod Merkuru
- Podrobnější informace naleznete v článku Přechod Merkuru.
Merkur se v určitých pravidelných cyklech ocitá mezi Sluncem a Zemí, takže je možné sledovat jeho přechod přes sluneční disk. Úkaz, při němž Merkur přejde pouze po okraji slunečního kotouče, takže do něj vstoupí jen částečně, se nazývá částečný přechod. Úplné přechody Merkuru lze pozorovat třináctkrát či čtrnáctkrát za století, a to vždy v květnu nebo listopadu. Květnové přechody nastávají asi měsíc po té, co Merkur projde svým aféliem, a mohou být od sebe vzdáleny 13 nebo 33 let. Listopadové přechody nastávají jen několik dní před tím, než Merkur dosáhne svého perihélia. Jsou dvakrát častější než květnové a mohou být od sebe vzdáleny 7, 13 nebo 33 let.[30]