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Merkur, der innerste und kleinste Planet im Sonnensystem, ist ein felsiger Körper, der durch eine dünne Atmosphäre und eine Oberflächengravitation gekennzeichnet ist, die geringfügig über der des Mars liegt. Seine stark mit Kratern übersäte Oberfläche, die an den Erdmond erinnert, weist ein ausgedehntes System von Rupen auf, die durch Überschiebungen entstanden sind, sowie markante helle Strahlensysteme, die aus Auswurfmaterial stammen. Das größte Einschlagsmerkmal des Planeten, Caloris Planitia, hat einen Durchmesser von 1.550 km (960 Meilen), etwa ein Drittel des Gesamtdurchmessers von Merkur (4.880 km oder 3.030 Meilen). Aufgrund seiner innersten Umlaufbahn erscheint Merkur aus der Perspektive der Erde stets in unmittelbarer Nähe der Sonne und manifestiert sich entweder als „Morgenstern“ oder als „Abendstern“. Darüber hinaus erfordern interplanetare Missionen zum oder vom Merkur im Vergleich zu jedem anderen Planeten im Sonnensystem die höchsten Delta-V-Ausgaben.

Merkur ist der erste Planet der Sonne und der kleinste im Sonnensystem. Es handelt sich um einen Gesteinsplaneten mit einer Spurenatmosphäre und einer Oberflächengravitation, die etwas höher ist als die des Mars. Die Oberfläche von Merkur ähnelt der des Erdmondes, da sie von Kratern übersät ist, mit einem ausgedehnten Rupiensystem, das aus Überschiebungsfehlern entsteht, und hellen Strahlensystemen, die durch Auswurf gebildet werden. Sein größter Krater, Caloris Planitia, hat einen Durchmesser von 1.550 km (960 Meilen), was etwa einem Drittel des Durchmessers des Planeten (4.880 km oder 3.030 Meilen) entspricht. Da er der Planet mit der niedrigsten Umlaufbahn ist, erscheint er immer in der Nähe der Sonne am Himmel der Erde, entweder als „Morgenstern“ oder als „Abendstern“. Es ist der Planet mit dem höchsten Delta-V, das für Reisen von der Erde sowie zu und von den anderen Planeten im Sonnensystem erforderlich ist.

Merkur weist eine Spin-Bahn-Resonanz von 3:2 auf, wobei sein Sternjahr (88,0 Erdentage) und sein Sterntag (58,65 Erdentage) ein genaues Verhältnis beibehalten. Diese Resonanz führt dazu, dass ein Sonnentag (definiert von Sonnenaufgang bis Sonnenaufgang) auf Merkur etwa 176 Erdentage dauert, was genau der doppelten Dauer seines Sternjahres entspricht. Folglich erfährt eine bestimmte Hemisphäre des Merkur ein Jahr lang (88 Erdentage) ununterbrochenes Tageslicht, gefolgt von einer entsprechenden Periode ununterbrochener Dunkelheit während der anschließenden Umlaufbahn bis zum nächsten Sonnenaufgang. Über seiner Oberfläche verfügt Merkur über eine äußerst dünne Exosphäre und ein schwaches Magnetfeld, das Sonnenwinde ablenken kann. Die ausgeprägte Exzentrizität der Umlaufbahn des Planeten führt in Verbindung mit diesen atmosphärischen Bedingungen zu erheblichen Schwankungen der Intensität und Temperatur des Oberflächensonnenlichts. In äquatorialen Regionen herrschen beispielsweise Temperaturen zwischen −170 °C (−270 °F) in der Nacht und 420 °C (790 °F) bei Tageslicht. Die minimale axiale Neigung von Merkur sorgt außerdem dafür, dass seine Polregionen ständig im Schatten bleiben, ein Zustand, der stark auf das mögliche Vorhandensein von Wassereis in seinen Kratern hindeutet.

Merkur entstand wie andere Planeten im Sonnensystem vor etwa 4,5 Milliarden Jahren. Es gibt verschiedene Hypothesen zu seiner Entstehung und Entwicklung, einige gehen von Szenarien aus, die Kollisionen mit Planetesimalen und die anschließende Verdampfung von Gestein beinhalten. Seit Anfang der 2020er Jahre sind zahlreiche grundlegende Aspekte der geologischen Geschichte Merkurs weiterhin Gegenstand laufender Forschung oder warten auf weitere Daten von Raumsonden. Der äußerst homogene Mantel des Planeten lässt auf das Vorhandensein eines frühen Magmaozeans schließen, eine Eigenschaft, die er mit dem Mond teilt. Zeitgenössische Modelle gehen davon aus, dass die innere Struktur von Merkur aus einer festen Silikatkruste und einem Mantel besteht, die über einem festen äußeren Kern, einer tieferen flüssigen Kernschicht und einem festen inneren Kern liegen. Prognosen deuten darauf hin, dass Merkur zusammen mit der Venus und möglicherweise auch der Erde und dem Mond verschlungen und zerstört wird, wenn die Sonne in etwa sieben bis acht Milliarden Jahren in die Phase des Roten Riesen übergeht.

Historisch gesehen gilt Merkur als klassischer Planet oder „wandernder Stern“, der in verschiedenen Zivilisationen beobachtet wurde. Seine englische Bezeichnung leitet sich von der antiken römischen Gottheit Mercurius ab, der über Handel und Kommunikation herrschte und als Bote der Götter diente. Der erste erfolgreiche Vorbeiflug am Merkur wurde 1974 von Mariner 10 durchgeführt, gefolgt von weiteren Erkundungsmissionen, die von den Orbitern MESSENGER und BepiColombo durchgeführt wurden.

Nomenklatur

Historisch gesehen wurde Merkur aufgrund seines Aussehens als Abend- oder Morgenstern anhand unterschiedlicher Bezeichnungen identifiziert. Um etwa 350 v. Chr. hatten antike griechische Astronomen diese Beobachtungen vereinheitlicht und sie als einen einzigen Himmelskörper erkannt. Sie bezeichneten den Planeten als Στίλβων Stilbōn, was „Funkeln“ bedeutet, und Ἑρμής Hermēs, eine Bezeichnung, die seine schnelle Himmelsbewegung widerspiegelt, die im Neugriechischen als Ερμής Ermis. Anschließend benannten die Römer den Planeten Mercurius (Merkur) nach ihrem flinken Botengott, den sie mit dem griechischen Hermes in Verbindung brachten. Diese Nomenklatur wurde aufgrund der im Vergleich zu anderen Planeten beispiellosen Geschwindigkeit Merkurs am Himmel gewählt, obwohl einige historische Berichte, wie die von Plinius dem Älteren, auf eine alternative Verbindung mit Apollo hinweisen. Das astronomische Symbol für Merkur, ☿, ist eine stilisierte Darstellung des Hermesstabes, an den im 16. Jahrhundert ein christliches Kreuz angehängt wurde.

Physikalische Eigenschaften

Merkur wird als einer der vier Erdplaneten im Sonnensystem klassifiziert, was darauf hindeutet, dass er aus einem felsigen Körper besteht, der der Erde ähnelt. Mit einem Äquatorradius von 2.439,7 Kilometern (1.516,0 Meilen) gilt er als der kleinste Planet. Bemerkenswert ist, dass Merkur in seinen Abmessungen kleiner ist als die größten natürlichen Satelliten des Sonnensystems, Ganymed und Titan, aber dennoch eine größere Masse besitzt. Seine Zusammensetzung besteht zu etwa 70 % aus metallischem und zu 30 % aus Silikatmaterial.

Interne Struktur

Die innere Struktur von Quecksilber scheint aus einer festen Silikatkruste und einem Mantel zu bestehen, die über einem komplexen Kernsystem liegen, das eine feste metallische Außenschicht, eine tiefere Flüssigkeitsschicht und einen festen inneren Kern umfasst. Die genaue Zusammensetzung dieses eisenreichen Kerns bleibt ungewiss, obwohl angenommen wird, dass er neben Spuren anderer Elemente auch Nickel, Silizium, möglicherweise Schwefel und Kohlenstoff enthält. Mit einer Dichte von 5,427 g/cm³ besitzt Merkur die zweithöchste Dichte im Sonnensystem, nur geringfügig weniger als die 5,515 g/cm³ der Erde. Wenn die Auswirkungen der Gravitationskompression von beiden Planeten entfernt würden, würden die Bestandteile des Merkur eine größere intrinsische Dichte aufweisen als die der Erde, mit einer unkomprimierten Dichte von 5,3 g/cm²§45§ im Vergleich zu 4,4 g/cm³§67§ der Erde. Diese hohe Dichte bietet wichtige Einblicke in das Innere von Merkur. Während die beträchtliche Dichte der Erde erheblich durch die Gravitationskompression beeinflusst wird, insbesondere in ihrem Kern, ist Merkur erheblich kleiner, was zu einer geringeren inneren Kompression führt. Um eine so hohe Dichte zu erreichen, muss der Kern von Merkur daher sowohl groß als auch reich an Eisen sein.

Basierend auf Innenraummodellen, die durch einen Trägheitsmomentfaktor von 0,346±0,014 eingeschränkt werden, wird der Kernradius von Merkur auf 2.020 ± 30 km (1.255 ± 19 Meilen) geschätzt. Folglich nimmt der Kern des Merkur etwa 57 % seines Gesamtvolumens ein, ein deutlich höherer Anteil als der der Erde mit 17 %. Im Jahr 2007 veröffentlichte Forschungsergebnisse deuten außerdem auf das Vorhandensein eines geschmolzenen Kerns hin. Die kombinierte Mantel-Kruste-Schicht hat eine Dicke von 420 km (260 Meilen). Schätzungen zur spezifischen Dicke der Kruste variieren; Daten der Sonden Mariner 10 und MESSENGER deuten auf eine Mächtigkeit von 35 km (22 Meilen) hin, während ein Airy-Isostasiemodell 26 ± 11 km (16,2 ± 6,8 Meilen) vorschlägt. Ein charakteristisches Merkmal der Merkuroberfläche ist das Vorhandensein zahlreicher schmaler Grate, die sich über mehrere hundert Kilometer erstrecken können. Es wird angenommen, dass sich diese Merkmale gebildet haben, als der Kern und der Mantel des Merkurs abkühlten und sich zusammenzogen, nachdem die Kruste bereits erstarrt war.

Der Kern von Merkur weist einen höheren Eisengehalt auf als jeder andere Planet im Sonnensystem, ein Phänomen, für das mehrere Theorien vorgeschlagen wurden. Die am weitesten verbreitete Hypothese besagt, dass Merkur ursprünglich ein ähnliches Metall-Silikat-Verhältnis wie gewöhnliche Chondriten-Meteoriten aufwies, die als repräsentativ für das Gesteinsmaterial des Sonnensystems gelten, und eine Masse hatte, die etwa dem 2,25-fachen seiner heutigen Masse entsprach. Es wird angenommen, dass Merkur zu Beginn der Geschichte des Sonnensystems von einem Planetesimal mit einer Masse von etwa 1⁄6 der aktuellen Masse von Merkur und einem Durchmesser von mehreren tausend Kilometern getroffen wurde. Dieser Einschlag hätte einen erheblichen Teil der ursprünglichen Kruste und des ursprünglichen Mantels abgetragen und den Kern als relativ dominanten Bestandteil zurückgelassen. Ein vergleichbarer Prozess, bekannt als die Rieseneinschlagshypothese, wurde aufgestellt, um die Entstehung des Erdmondes zu erklären.

Alternativ könnte sich Merkur aus dem Sonnennebel gebildet haben, bevor sich die Energieabgabe der Sonne stabilisiert hatte. In diesem Szenario hätte Merkur zunächst das Doppelte seiner heutigen Masse besessen. Als sich die Protosonne jedoch zusammenzog, könnten die Temperaturen in der Nähe von Merkur zwischen 2.500 und 3.500 K gelegen haben und möglicherweise den Extremwert von 10.000 K erreicht haben. Diese intensive Hitze hätte einen erheblichen Teil des Oberflächengesteins von Merkur verdampft und eine Atmosphäre aus „Gesteinsdampf“ geschaffen, die der Sonnenwind anschließend zerstreute. Eine dritte Hypothese geht davon aus, dass der Widerstand, den der Sonnennebel auf die ansammelnden Teilchen ausübt, dazu führt, dass leichtere Materialien aus der sich ansammelnden Masse verloren gehen und dadurch deren Einbau in Merkur verhindert wird.

Jede dieser Hypothesen sagt eine unterschiedliche Oberflächenzusammensetzung voraus, was den Einsatz von zwei Weltraummissionen zur Durchführung von Beobachtungsanalysen veranlasst. Der erste, MESSENGER, der seine Mission im Jahr 2015 abschloss, entdeckte unerwartet erhöhte Kalium- und Schwefelwerte an der Oberfläche. Diese Ergebnisse stellen sowohl die Hypothese des Rieseneinschlags als auch die Theorie der Verdampfung der Kruste und des Mantels in Frage, da die mit solchen Ereignissen verbundenen extremen Temperaturen diese flüchtigen Elemente wahrscheinlich ausgestoßen hätten. Die Mission BepiColombo, deren Ankunft am Merkur im Jahr 2026 geplant ist, wird weitere Beobachtungen durchführen, um diese Hypothesen gründlich zu testen. Eine vorläufige Datenanalyse scheint die dritte Hypothese zu stützen; Eine umfassende Auswertung der erhobenen Daten ist jedoch weiterhin erforderlich.

Oberflächengeologie

Die Oberfläche des Merkur ähnelt der des Mondes und ist durch ausgedehnte marienähnliche Ebenen und erhebliche Kraterbildung gekennzeichnet, was auf eine längere Periode geologischer Inaktivität über Milliarden von Jahren hindeutet. Seine Oberfläche weist jedoch eine größere Heterogenität auf als die des Mars oder des Mondes, die beide erhebliche Regionen mit einheitlichen geologischen Formationen aufweisen, darunter Maria und Plateaus. Albedo-Merkmale bezeichnen Regionen mit unterschiedlichen Reflektivitätsniveaus, darunter Einschlagskrater, die damit verbundenen Auswurfe und markante Strahlensysteme. Ausgedehnte Albedomerkmale sind typischerweise mit Ebenen verbunden, die ein erhöhtes Reflexionsvermögen aufweisen. Zu den topografischen Elementen auf Merkur gehören Faltenkämme (dorsa), mondähnliche Hochebenen, Berge (montes), Ebenen (planitiae), Steilhänge (rupes) und Täler (valles).

Der Mantel des Planeten weist chemische Heterogenität auf, was auf eine frühe historische Phase schließen lässt, die durch einen globalen Magma-Ozean gekennzeichnet war. Die Mineralkristallisation und die anschließende konvektive Umwälzung führten zur Bildung einer geschichteten, chemisch vielfältigen Kruste, die erhebliche Oberflächenschwankungen in der chemischen Zusammensetzung zum Ausdruck brachte. Die Kruste weist einen geringen Eisengehalt auf, ist aber reich an Schwefel, eine Folge stärker ausgeprägter früher chemisch reduzierender Bedingungen im Vergleich zu denen, die auf anderen terrestrischen Planeten beobachtet werden. Die Oberflächenzusammensetzung ist überwiegend durch eisenarmes Pyroxen und Olivin, insbesondere Enstatit und Forsterit, gekennzeichnet, ergänzt durch natriumreichen Plagioklas und verschiedene Mineralien wie Magnesium, Kalzium und Eisensulfid. Darüber hinaus weisen weniger reflektierende Krustenbereiche erhöhte Kohlenstoffkonzentrationen auf, am wahrscheinlichsten in Form von Graphit.

Die Nomenklatur für Merkur-Oberflächenmerkmale stammt aus verschiedenen Quellen und entspricht dem Planetennomenklatursystem der Internationalen Astronomischen Union (IAU). Personennamen werden ausschließlich verstorbenen Personen zugeordnet. Krater erhalten Auszeichnungen zur Ehrung von Künstlern, Musikern, Malern und Autoren, die für ihre außergewöhnlichen oder grundlegenden Beiträge zu ihren jeweiligen Disziplinen anerkannt werden. Rücken, auch Dorsa genannt, sind nach Wissenschaftlern benannt, die die Erforschung des Merkur vorangetrieben haben. Vertiefungen oder Fossae tragen die Namen architektonischer Werke. Montes werden in verschiedenen sprachlichen Kontexten vom Begriff „heiß“ abgeleitet. Ebenen oder Planitiae werden in verschiedenen Sprachen nach Merkur benannt. Steilwände oder Rupēs erinnern an Schiffe wissenschaftlicher Expeditionen. Täler oder Täler werden nach alten, verlassenen Städten oder Siedlungen benannt.

Einschlagsbecken und Krater

Merkur erlebte während und unmittelbar nach seiner Entstehung vor etwa 4,6 Milliarden Jahren ein intensives Bombardement durch Kometen und Asteroiden, möglicherweise auch während eines deutlich späteren Ereignisses, das als Late Heavy Bombardment bekannt ist und vor 3,8 Milliarden Jahren endete. Während dieser Ära der häufigen Kraterbildung ereigneten sich Einschläge auf der gesamten Merkuroberfläche, ein Prozess, der durch das Fehlen einer Atmosphäre, die in der Lage war, eintreffende Impaktoren abzubremsen, noch verschärft wurde. Gleichzeitig zeigte Merkur vulkanische Aktivität, die dazu führte, dass sich Becken mit Magma füllten und glatte Ebenen analog der Mondmaria entstanden. Zu seinen charakteristischen Kratern gehört Apollodorus, umgangssprachlich „die Spinne“ genannt, der sich durch eine Reihe strahlenförmiger Tröge auszeichnet, die von seinem zentralen Einschlagsort ausgehen.

Merkurkrater variieren erheblich im Durchmesser und umfassen kleine, schüsselförmige Vertiefungen und vielringige Einschlagsbecken, die sich über Hunderte von Kilometern erstrecken. Diese Merkmale weisen ein Spektrum der Degradation auf, von relativ unberührten Strahlenkratern bis hin zu stark erodierten Überresten. Ein subtiler Unterschied zwischen Merkur- und Mondkratern liegt in der erheblich kleineren Fläche, die von ihren Auswurfdecken bedeckt ist, was auf die stärkere Oberflächengravitation von Merkur zurückzuführen ist. Gemäß den Vorschriften der Internationalen Astronomischen Union müssen neu benannte Krater nach Künstlern benannt werden, die seit über fünfzig Jahren bekannt sind und vor dem offiziellen Benennungsdatum des Kraters mehr als drei Jahre verstorben sind.

Der größte bekannte Krater ist Caloris Planitia, auch Caloris-Becken genannt, mit einem Durchmesser von 1.550 km (960 Meilen). Der kolossale Einschlag, der für die Bildung des Caloris-Beckens verantwortlich war, löste Lavaausbrüche aus und führte zu einem konzentrischen Bergring von etwa 2 km Höhe, der die Einschlagstruktur umgab. Der Boden des Beckens ist durch eine geologisch ausgeprägte, flache Ebene gekennzeichnet, die durch Grate und Brüche segmentiert ist, die eine annähernd polygonale Konfiguration bilden. Der genaue Ursprung dieser Merkmale – ob es sich um vulkanische Lavaströme handelt, die durch den Einschlag ausgelöst wurden, oder um eine beträchtliche Schicht aus Einschlagschmelze – bleibt ungeklärt.

Diametral gegenüber dem Caloris-Becken liegt eine beträchtliche Region mit charakteristischer, welliger Topographie, die als „Weird Terrain“ bekannt ist. Eine prominente Hypothese geht davon aus, dass seine Entstehung auf Stoßwellen zurückzuführen ist, die vom Caloris-Einschlag herrührten, sich über Merkur ausbreiteten und am Antipoden des Beckens (180 Grad entfernt) zusammenliefen und dadurch erhebliche Spannungen hervorriefen, die die Planetenoberfläche zerbrachen. Eine alternative Theorie geht davon aus, dass sich dieses Gelände durch die Ansammlung und Konvergenz von Auswurfmaterial am Antipoden des Beckens entwickelt hat.

Auf der Merkuroberfläche wurden insgesamt 46 Einschlagbecken katalogisiert. Unter diesen sticht das Tolstoj-Becken als mehrringige Struktur mit einer Breite von 400 km (250 Meilen) hervor, mit einer Auswurfdecke, die sich bis zu 500 km (310 Meilen) von der Peripherie erstreckt, und einem Boden, der anschließend mit glatten Ebenenablagerungen aufgefüllt wird. Das Beethoven-Becken weist eine vergleichbare Ausdehnung der Auswurfdecke auf und besitzt einen Randdurchmesser von 625 km (388 Meilen). Analog zur Mondoberfläche ist auch die Außenseite des Merkur vermutlich den Auswirkungen von Weltraumverwitterungsphänomenen ausgesetzt, zu denen Sonnenwinderosion und Mikrometeoritenbeschuss gehören.

Ebenen

Die Oberfläche von Mercury weist zwei geologisch unterschiedliche Kategorien von Ebenen auf. Die älteren sichtbaren Oberflächen zeichnen sich durch sanft gewellte, hügelige Ebenen aus, die sich innerhalb der Kraterregionen befinden und vor dem stark kraterhaltigen Gelände liegen. Diese Zwischenkraterebenen weisen Hinweise darauf auf, dass sie zahlreiche ältere Einschlagstrukturen verdeckt haben, und weisen einen deutlichen Mangel an kleineren Kratern auf, insbesondere solche mit einem Durchmesser von weniger als etwa 30 km (19 Meilen).

Glatte Ebenen stellen ausgedehnte, ebene Flächen dar, die Vertiefungen unterschiedlicher Größe besetzen und eine bemerkenswerte morphologische Ähnlichkeit mit Mondmaria aufweisen. Im Gegensatz zur Mond-Maria besitzen die glatten Ebenen des Merkur jedoch eine Albedo, die mit der der älteren Ebenen zwischen den Kratern übereinstimmt. Obwohl definitive vulkanische Merkmale nicht immer erkennbar sind, liefern die räumliche Verteilung und die charakteristische abgerundete, gelappte Morphologie dieser Ebenen wesentliche Hinweise auf eine vulkanische Entstehung. Die Bildung aller glatten Ebenen auf dem Merkur liegt deutlich vor dem Caloris-Becken, eine Schlussfolgerung, die durch die deutlich geringere Kraterdichte im Vergleich zur Caloris-Auswurfdecke gestützt wird.

Kompressionsfunktionen

Ein charakteristisches Merkmal der Merkuroberfläche ist das Vorherrschen zahlreicher Kompressionsfalten oder Rupen, die ihre Ebenen durchziehen. Während auf dem Mond ähnliche Strukturen vorhanden sind, sind sie auf Merkur deutlich ausgeprägter. Die Abkühlung und die anschließende Kontraktion des Inneren von Merkur führten zu einer Oberflächenverformung, die sich in Form von Faltenkämmen und gelappten Steilhängen manifestierte, die mit Überschiebungsstörungen verbunden waren. Diese Steilhänge können eine Länge von bis zu 1.000 km (620 Meilen) und eine Höhe von 3 km (1,9 Meilen) erreichen. Die Überlagerung dieser Kompressionsmerkmale mit anderen geologischen Formationen, einschließlich Kratern und glatten Ebenen, weist auf ihren jüngeren Ursprung hin. Die geologische Kartierung dieser Merkmale weist auf eine geschätzte gesamte radiale Kontraktion von Merkur im Bereich von etwa 1 bis 7 km (0,62–4,35 Meilen) hin. Der Großteil der mit den Hauptschubsystemen verbundenen Aktivitäten wurde wahrscheinlich vor etwa 3,6 bis 3,7 Milliarden Jahren eingestellt. Die Entdeckung kleiner Überschiebungssteilhänge mit einer Höhe von mehreren zehn Metern und mehreren Kilometern Länge, die weniger als 50 Millionen Jahre alt zu sein scheinen, deutet jedoch auf eine anhaltende interne Kompression und daraus resultierende geologische Aktivität an der Oberfläche hin.

Vulkanismus

Es gibt Hinweise auf das Auftreten pyroklastischer Ströme auf dem Merkur, die von flachen Schildvulkanen ausgehen. Es wurden 51 verschiedene pyroklastische Ablagerungen katalogisiert, von denen sich 90 % innerhalb von Einschlagskratern befanden. Die Analyse der Abbaugrade der Einschlagskrater, die diese pyroklastischen Ablagerungen enthalten, weist darauf hin, dass die pyroklastische Aktivität auf Merkur über einen längeren geologischen Zeitraum anhielt.

Am südwestlichen Rand des Caloris-Beckens umfasst eine „randlose Senke“ mindestens neun überlappende Vulkanschlote mit einem Durchmesser von jeweils bis zu 8 km (5,0 Meilen). Diese Konfiguration stellt daher einen „zusammengesetzten Vulkan“ dar. Die Böden dieser Schlote liegen mindestens 1 km (0,62 Meilen) unter ihren Rändern und weisen morphologische Merkmale auf, die eher denen von Vulkankratern ähneln, die durch explosive Eruptionen entstanden sind oder sich durch Einsturz in unterirdische Hohlräume verändert haben, die durch den Abzug von Magma in Kanäle entstehen. Während das genaue Alter dieses vulkanischen Komplexsystems nicht definitiv quantifiziert werden konnte, schätzten Forscher sein Alter auf etwa eine Milliarde Jahre.

Oberflächenbedingungen und Exosphäre

Die Oberflächentemperatur von Quecksilber schwankt erheblich und liegt zwischen 100 und 700 K (–173 bis 427 °C; –280 bis 800 °F). An seinen Polen bleiben die Temperaturen unter 180 K (−93 °C), eine Folge der fehlenden Atmosphäre des Planeten und des ausgeprägten thermischen Gradienten zwischen seinen Äquator- und Polarregionen. Während des Perihels kann der äquatoriale subsolare Punkt, der entweder auf dem Längengrad 0°W oder 180°W liegt, etwa 700 K erreichen. Umgekehrt verschiebt sich dieser Punkt im Aphel auf 90° oder 270°W und erreicht ein Maximum von nur 550 K. Auf der Nachtseite des Planeten herrschen durchschnittliche Temperaturen von 110 K (−163 °C). Die Sonneneinstrahlung auf der Merkuroberfläche variiert zwischen dem 4,59- und 10,61-fachen der Sonnenkonstante (1.370 W·m⁻²).

Trotz der im Allgemeinen extremen Tagestemperaturen auf der Merkuroberfläche deuten zahlreiche Beobachtungen auf das Vorhandensein von Wassereis hin. In den tiefen Kratern an den Polen gibt es keine direkte Sonneneinstrahlung, wodurch die Temperaturen unter 102 K bleiben, was deutlich kälter ist als der planetarische Durchschnitt. Solche Bedingungen schaffen eine Kühlfalle, die die Eisansammlung begünstigt. Wassereis weist ein starkes Radarreflexionsvermögen auf; Infolgedessen identifizierten Beobachtungen, die Anfang der 1990er Jahre mit dem 70-Meter-Radar des Goldstone-Sonnensystems und dem VLA durchgeführt wurden, Regionen mit hoher Radarreflexion in der Nähe der Pole. Während andere Faktoren zu diesen reflektierenden Bereichen beitragen könnten, hielten Astronomen Wassereis für die wahrscheinlichste Erklärung. Die anschließende Bestätigung von Wassereis erfolgte durch die Analyse von MESSENGER-Bildern, die Krater am Nordpol zeigen.

Das Eis in diesen Polarkraterregionen wird auf 10¹⁴ bis 10¹⁵ kg geschätzt und ist möglicherweise durch eine darüber liegende Regolithschicht vor Sublimation geschützt. Zum Vergleich: Der antarktische Eisschild der Erde hat eine Masse von etwa 4×10¹⁸ kg, während die Südpolkappe des Mars etwa 10¹⁶ kg Wasser enthält. Der genaue Ursprung des Merkurseises bleibt ungeklärt; Die beiden plausibelsten Quellen sind jedoch das Ausgasen von Wasser aus dem Planeteninneren und die Ablagerung durch Kometeneinschläge.

Aufgrund seiner geringen Größe und hohen Temperaturen reicht die Anziehungskraft von Merkur nicht aus, um über längere Zeiträume eine substanzielle Atmosphäre aufrechtzuerhalten; Stattdessen besitzt es eine dünne, oberflächengebundene Exosphäre mit einem Oberflächendruck typischerweise unter 0,5 nPa (0,005 Pikobar). Diese Exosphäre besteht aus verschiedenen Elementen, darunter Wasserstoff, Helium, Sauerstoff, Natrium, Kalzium, Kalium, Magnesium, Silizium und Hydroxid. Die Exosphäre ist von Natur aus instabil, da ständig Atome unterschiedlicher Herkunft verloren gehen und anschließend wieder neu aufgefüllt werden. Wasserstoff- und Heliumatome stammen wahrscheinlich aus dem Sonnenwind, der in die Magnetosphäre des Merkur diffundiert, bevor er schließlich in den Weltraum entweicht. Der radioaktive Zerfall von Krustenelementen trägt auch zum Vorhandensein von Helium, Natrium und Kalium bei. Es wird auch Wasserdampf nachgewiesen, der aus einem Zusammenfluss mehrerer Prozesse entsteht: Kometeneinschläge auf der Oberfläche, Sputtern, bei dem Wasser aus Sonnenwind-Wasserstoff und Gesteinssauerstoff entsteht, und Sublimation aus Wassereis-Reservoirs, die sich in permanent beschatteten Polarkratern befinden. Die Entdeckung erheblicher Mengen wasserbezogener Ionen wie O⁺, OH⁻ und H§67§O⁺ erwies sich als unerwartet. Angesichts der beobachteten Konzentrationen dieser Ionen in der Weltraumumgebung von Merkur nehmen Wissenschaftler an, dass diese Moleküle durch den Sonnenwind von der Oberfläche oder Exosphäre ausgeschleudert werden.

Natrium, Kalium und Kalzium wurden in der Atmosphäre von Merkur zwischen den 1980er und 1990er Jahren identifiziert, was hauptsächlich auf die Verdampfung von Oberflächengestein zurückzuführen ist, die durch Mikrometeoriteneinschläge verursacht wurde, einschließlich Beiträgen des Kometen Encke. Im Jahr 2008 entdeckte die MESSENGER-Mission Magnesium. Untersuchungen legen nahe, dass sich Natriumemissionen gelegentlich an Orten konzentrieren, die den Magnetpolen des Planeten entsprechen. Eine solche Lokalisierung impliziert eine Wechselwirkung zwischen der Magnetosphäre des Merkur und seiner Oberfläche.

Die NASA behauptet, dass Merkur für erdähnliches Leben ungeeignet sei. Diese Ungeeignetheit ist eher auf die oberflächengebundene Exosphäre als auf eine geschichtete Atmosphäre, extreme thermische Bedingungen und intensive Sonneneinstrahlung zurückzuführen. Es ist unwahrscheinlich, dass bekannte Lebensformen eine solche Umgebung überstehen könnten. Dennoch könnten bestimmte unterirdische Regionen des Merkur einst bewohnbar gewesen sein und möglicherweise primitive Mikroorganismen beherbergt haben.

Magnetfeld und Magnetosphäre

Trotz seiner geringen Größe und seiner langen Rotationsperiode von 59 Tagen besitzt Merkur ein beträchtliches, scheinbar globales Magnetfeld. Von Mariner 10 erfasste Daten zeigen, dass seine Intensität etwa 1,1 % des Erdmagnetfelds beträgt. Die äquatoriale Magnetfeldstärke beträgt etwa 300 nT. Analog zum Erdmagnetfeld weist das Magnetfeld von Merkur eine dipolare Konfiguration auf, die eng an der Rotationsachse des Planeten ausgerichtet ist, mit einer dipolaren Neigung von 10°, im Gegensatz zu 11° der Erde. Beobachtungen der Raumsonden Mariner 10 und MESSENGER haben durchweg die Stabilität der Stärke und Morphologie ihres Magnetfelds gezeigt.

Die Entstehung dieses Magnetfelds geht vermutlich auf einen Dynamomechanismus zurück, ähnlich dem, der für die Magnetosphäre der Erde verantwortlich ist. Es wird angenommen, dass ein solcher Dynamo aus der Konvektion im geschmolzenen, eisenreichen Kern des Planeten entsteht. Es wird angenommen, dass eine ausgeprägte Gezeitenerwärmung, die durch die erhebliche Exzentrizität der Umlaufbahn von Merkur verursacht wird, einen Teil des Kerns in der für diesen Dynamoprozess erforderlichen flüssigen Phase hält.

Merkurs Magnetfeld ist stark genug, um den Sonnenwind abzulenken und dadurch eine Magnetosphäre um den Planeten zu bilden. Die Magnetosphäre des Planeten verfügt trotz ihrer geringen Größe, die im Erdvolumen enthalten sein kann, über ausreichende Stärke, um Sonnenwindplasma einzufangen. Dieses Phänomen trägt zu den Weltraumverwitterungsprozessen bei, die sich auf die Planetenoberfläche auswirken. Von der Raumsonde Mariner 10 erfasste Daten zeigten das Vorhandensein dieses niederenergetischen Plasmas im Nachtbereich der Magnetosphäre des Planeten. Die Entdeckung energiereicher Teilchenausbrüche im Magnetschweif des Planeten weist auf die dynamische Natur seiner Magnetosphäre hin.

Am 6. Oktober 2008 enthüllte MESSENGER während seines zweiten Planetenvorbeiflugs, dass das Magnetfeld von Merkur eine erhebliche Permeabilität aufweist. Die Sonde entdeckte magnetische „Tornados“ – spiralförmige Bündel magnetischer Feldlinien, die die planetare Magnetosphäre mit dem interplanetaren Raum verbinden – mit einer Breite von bis zu 800 km, was einem Drittel des Planetenradius entspricht. Diese gewundenen magnetischen Flussröhren, offiziell als Flusstransferereignisse bezeichnet, erzeugen Öffnungen in der magnetischen Abwehr des Planeten und ermöglichen es dem Sonnenwind, durch magnetische Wiederverbindung in die Merkuroberfläche einzudringen und direkt auf diese aufzutreffen. Ein analoges Phänomen tritt in der Magnetosphäre der Erde auf. Beobachtungen von MESSENGER deuteten auf eine zehnmal höhere Wiederverbindungsrate bei Merkur hin als erwartet, doch die Sonnennähe des Planeten erklärt nur etwa ein Drittel der von MESSENGER dokumentierten Wiederverbindungsrate.

Orbitale Eigenschaften, Rotation und Längengrad

Unter allen Planeten im Sonnensystem besitzt Merkur die exzentrischste Umlaufbahn, die durch eine Exzentrizität von 0,21 gekennzeichnet ist, wobei seine heliozentrische Entfernung zwischen 46.000.000 und 70.000.000 km (29.000.000 bis 43.000.000 Meilen) schwankt. Eine Umlaufbahn ist in 87,969 Erdentagen abgeschlossen. Das beigefügte Diagramm verdeutlicht die Folgen dieser Exzentrizität, indem es die Umlaufbahn des Merkur überlagert mit einer kreisförmigen Umlaufbahn mit identischer großer Halbachse darstellt. Die erhöhte Geschwindigkeit des Planeten in der Nähe des Perihels ist aus der ausgedehnten Distanz ersichtlich, die er in jedem Fünf-Tage-Intervall zurücklegt. Im Diagramm wird die schwankende heliozentrische Entfernung von Merkur durch die dargestellte Größe des Planeten symbolisiert, die umgekehrt mit seiner tatsächlichen Entfernung von der Sonne korreliert.

Die schwankende heliozentrische Entfernung induziert eine erhebliche Gezeitenbiegung der Merkuroberfläche, wobei die von der Sonne erzeugten Ausbuchtungen etwa 17-mal stärker sind als die vom Mond auf der Erde ausgeübten. In Verbindung mit der 3:2-Spin-Bahn-Resonanz des Planeten führt dieses Phänomen auch zu komplizierten Schwankungen der Oberflächentemperatur. Folglich entspricht ein einzelner Sonnentag auf Merkur (definiert als das Intervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Meridiandurchgängen der Sonne) genau zwei Merkurjahren, also ungefähr 176 Erdentagen.

Die Umlaufbahnebene des Merkur weist eine Neigung von 7 Grad relativ zur Umlaufbahnebene der Erde (der Ekliptik) auf, was die größte Neigung unter den acht bekannten Sonnenplaneten darstellt. Folglich sind Merkurtransite über die Sonnenscheibe ausschließlich dann zu beobachten, wenn der Planet die Ekliptikebene schneidet, während er sich zwischen Erde und Sonne befindet, was typischerweise im Mai oder November geschieht. Solche Ereignisse ereignen sich im Durchschnitt etwa alle sieben Jahre.

Merkur weist eine außergewöhnlich geringe axiale Neigung auf, wobei die genauesten Messungen einen Wert von nur 0,027 Grad anzeigen. Diese Neigung ist wesentlich geringer als die des Jupiters, der mit 3,1 Grad die zweitkleinste Achsenneigung aller Planeten aufweist. Folglich würde ein Beobachter, der sich an den Polen des Merkur befindet, niemals beobachten, wie der Mittelpunkt der Sonne weiter als 2,1 Bogenminuten über dem Horizont aufsteigt. Im Gegensatz dazu reicht der scheinbare Winkeldurchmesser der Sonne vom Merkur aus gesehen von 1+§34§⁄§56§ bis 2 Grad.

An bestimmten Orten auf der Merkuroberfläche könnte ein Beobachter Zeuge eines eigenartigen Sonnenphänomens werden: Die Sonne steigt kurzzeitig mehr als zwei Drittel über den Horizont auf, kehrt dann ihre Flugbahn um, um unterzugehen, und geht dann innerhalb desselben Merkurkreises wieder auf Tag. Diese Anomalie tritt auf, weil etwa vier Erdentage vor dem Perihel die Winkelgeschwindigkeit des Merkur genau mit seiner Winkelrotationsgeschwindigkeit übereinstimmt, was dazu führt, dass die scheinbare Bewegung der Sonne vorübergehend zum Stillstand kommt. Wenn sich der Planet seinem Perihel nähert, übersteigt seine Umlaufgeschwindigkeit seine Winkelrotationsgeschwindigkeit. Für einen hypothetischen Merkurbeobachter würde es daher so aussehen, als würde sich die Sonne in diesem Zeitraum in eine rückläufige Richtung bewegen. Etwa vier Erdentage nach dem Perihel beginnt die normale scheinbare Sonnenbewegung wieder. Ein vergleichbares Phänomen hätte sich manifestiert, wenn Merkur eine synchrone Rotation gezeigt hätte, bei der die abwechselnde Beschleunigung und Verzögerung der Rotation während einer einzelnen Umdrehung eine Längslibration von 23,65° induziert hätte.

Aufgrund der oben erwähnten Umlauf- und Rotationsdynamik erleben zwei bestimmte äquatoriale Punkte auf Merkur, die durch 180 Längengrade getrennt sind, einen einzigartigen Sonnentransit. Um das Perihel herum bewegt sich die Sonne während der abwechselnden Merkurjahre (entspricht einem Merkurtag) direkt über dem Himmel, kehrt dann ihre scheinbare Flugbahn um, um ein zweites Mal über ihnen hinwegzufliegen, und kehrt anschließend für einen dritten Überkopfdurchgang erneut um. Diese gesamte Sequenz erstreckt sich über etwa 16 Erdentage. In den dazwischenliegenden Merkur-Jahren tritt dieses identische Phänomen am anderen Äquatorpunkt auf. Das Ausmaß dieser rückläufigen Bewegung ist gering, was dazu führt, dass die Sonne über einen Zeitraum von zwei bis drei Wochen nahezu stationär über ihnen erscheint. Während dieses Zeitraums ist die Helligkeit der Sonne am größten, da sich Merkur im Perihel befindet, seiner größten Annäherung an die Sonne. Diese längere Periode intensiver Sonneneinstrahlung macht diese beiden Orte zu den heißesten Regionen auf Merkur. Spitzentemperaturen werden beobachtet, wenn die Sonne etwa 25 Grad über dem lokalen Zenit steht, was auf eine tageszeitliche Temperaturverzögerung zurückzuführen ist, die 0,4 Merkurtage und 0,8 Merkurjahre nach Sonnenaufgang auftritt. Umgekehrt kommt es an zwei unterschiedlichen Äquatorpunkten, die 90 Längengrade vom ursprünglichen Paar entfernt liegen, ausschließlich während des Aphels in wechselnden Jahren zu Overhead-Sonnentransiten, einem Zeitraum, der durch die vergleichsweise schnelle scheinbare Bewegung der Sonne über den Merkurhimmel gekennzeichnet ist. Diese letzteren Punkte, an denen die scheinbare rückläufige Bewegung der Sonne mit ihrer Horizontüberquerung zusammenfällt, wie zuvor beschrieben, erhalten im Vergleich zu den ersteren deutlich weniger Sonneneinstrahlung.

Merkur erreicht durchschnittlich etwa alle 116 Erdentage die untere Konjunktion, seine größte Annäherung an die Erde. Dieses Intervall schwankt jedoch zwischen 105 und 129 Tagen, eine Variabilität, die auf die exzentrische Umlaufbahn des Planeten zurückzuführen ist. Merkur kann sich der Erde bis auf 82.200.000 km (0,549 astronomische Einheiten; 51,1 Millionen Meilen) nähern, eine Entfernung, die allmählich abnimmt. Die anschließende Annäherung innerhalb von 82.100.000 km (51 Millionen Meilen) wird für 2679 und innerhalb von 82.000.000 km (51 Millionen Meilen) für 4487 prognostiziert. Dennoch wird Merkur bis zum Jahr 28.622 keine größere Nähe zur Erde als 80.000.000 km (50 Millionen Meilen) erreichen. Die von der Erde aus beobachtete scheinbare Rückläufigkeitsbewegung des Merkur kann auf beiden Seiten einer unteren Konjunktion zwischen 8 und 15 Tagen dauern. Diese beträchtliche Variation ist auf die ausgeprägte Exzentrizität der Umlaufbahn des Planeten zurückzuführen. Grundsätzlich ist Merkur aufgrund seiner Nähe zur Sonne im Durchschnitt über längere Zeiträume der Planet, der der Erde und damit auch jedem anderen Planeten im Sonnensystem am nächsten ist.

Längengradkonvention

Die etablierte Längengradkonvention für Merkur bezeichnet einen der beiden heißesten Oberflächenpunkte als Nullmeridian. Dennoch war dieser Nullmeridian bei der ersten Erkundung dieser Region durch Mariner 10 durch Dunkelheit verdeckt, was die Identifizierung eines spezifischen Oberflächenmerkmals für eine genaue Meridiandefinition unmöglich machte. Daher wurde ein weiter westlich gelegener kleinerer Krater namens Hun Kal als endgültiger Referenzpunkt für Längengradmessungen ausgewählt. Der Mittelpunkt von Hun Kal legt den 20° Westmeridian fest. Eine Resolution der Internationalen Astronomischen Union aus dem Jahr 1970 empfiehlt, die Längengrade auf Merkur positiv in westlicher Richtung zu messen. Dementsprechend liegen die beiden heißesten äquatorialen Orte bei 0° W und 180° W, während die kühlsten äquatorialen Punkte bei 90° W und 270° W liegen. Im Gegensatz dazu verwendet die MESSENGER-Mission eine Ost-positive Konvention.

Spin-Orbit-Resonanz

Historisch wurde angenommen, dass Merkur synchron mit der Sonne verbunden ist, was eine Rotationsperiode bedeutet, die mit seiner Umlaufperiode identisch ist, wodurch der Sonne stets dieselbe Hemisphäre präsentiert wird, analog zum Erde-Mond-System. Radarbeobachtungen aus dem Jahr 1965 zeigten jedoch schlüssig, dass der Planet eine Spin-Bahn-Resonanz von 3:2 aufweist und alle zwei Umlaufumdrehungen um die Sonne drei Umdrehungen durchführt. Die inhärente Exzentrizität der Merkurbahn trägt zur Stabilität dieser Resonanz bei, insbesondere am Perihel, wo die solare Gezeitenkraft ihre maximale Intensität erreicht und die Sonne fast bewegungslos am Merkurhimmel erscheinen lässt.

Die Stabilität der 3:2-Resonanzgezeitenverriegelung wird auf die Variabilität der Gezeitenkraft zurückgeführt, die während der gesamten exzentrischen Umlaufbahn von Merkur auftritt und mit einer permanenten Dipolkomponente innerhalb der Massenverteilung des Planeten interagiert. Im Gegensatz dazu fehlt einem Körper in einer perfekt kreisförmigen Umlaufbahn eine solche Gezeitenkraftvarianz, sodass nur eine 1:1-Resonanz stabilisiert wird (z. B. das Erde-Mond-System). In diesem 1:1-Szenario erzeugt die Gezeitenkraft, die den Körper entlang der Linie verlängert, die sein Zentrum mit dem Zentralkörper verbindet, ein Drehmoment, das die Achse der geringsten Trägheit des Körpers (seine Hauptdehnungsachse, die dem oben genannten Dipol entspricht) so ausrichtet, dass sie konsequent in Richtung des Zentralkörpers zeigt. Dennoch erreicht die Gezeitenkraft bei erheblicher Exzentrizität der Umlaufbahn, wie sie in der Umlaufbahn des Merkur beobachtet wird, am Perihel ihren Höhepunkt, wodurch Resonanzen wie das Verhältnis 3:2 stabilisiert werden. Dieser Mechanismus stellt sicher, dass die Achse der geringsten Trägheit des Merkur während seiner Perihelpassagen ungefähr zur Sonne ausgerichtet ist.

Die anfängliche falsche Vorstellung unter Astronomen hinsichtlich der synchronen Synchronisation von Merkur beruhte auf Beobachtungsfehlern: Wann immer der Planet für die terrestrische Beobachtung optimal positioniert war, erschien er stets in der Nähe derselben Phase seiner 3:2-Resonanz und zeigte folglich dieselbe Hemisphäre. Dieses Phänomen entsteht durch eine zufällige Beziehung, bei der die Rotationsperiode des Merkur etwa die Hälfte seiner synodischen Periode relativ zur Erde beträgt. Als direkte Folge der 3:2-Spin-Bahn-Resonanz des Merkur erstreckt sich ein Sonnentag auf dem Planeten über etwa 176 Erdentage, während ein Sterntag, der seine Rotationsperiode darstellt, etwa 58,7 Erdentage beträgt.

Numerische Simulationen zeigen, dass die Exzentrizität der Umlaufbahn des Merkur über Zeitskalen von Millionen von Jahren chaotische Schwankungen erfährt, die von nahezu Null (kreisförmig) bis über 0,45 reichen und hauptsächlich durch die Gravitation beeinflusst werden Störungen durch andere Planeten. Ursprünglich wurde angenommen, dass diese Variabilität für die 3:2-Spin-Bahn-Resonanz des Merkurs verantwortlich ist, im Gegensatz zur häufigeren 1:1-Resonanz, da der 3:2-Zustand in Zeiten erhöhter Exzentrizität wahrscheinlicher ist. Dennoch hat eine präzise Modellierung unter Einbeziehung eines realistischen Gezeitenreaktionsmechanismus später darauf hingewiesen, dass Merkur seine 3:2-Spin-Bahn-Konfiguration in einem sehr frühen Stadium seiner Entwicklung erreicht hat, und zwar innerhalb von 20 (und plausiblererweise 10) Millionen Jahren nach seiner Akkretion.

Zukünftige numerische Simulationen sagen voraus, dass eine säkulare resonante Wechselwirkung der Umlaufbahn mit Jupiters Perihel möglicherweise die Exzentrizität der Umlaufbahn von Merkur auf einen kritischen Schwellenwert erhöhen könnte. Dies führt zu einer Wahrscheinlichkeit von 1 % für eine Destabilisierung der Umlaufbahn innerhalb der folgenden fünf Milliarden Jahre. Sollte ein solches Ereignis eintreten, könnte die Flugbahn von Merkur zu seiner Akkretion durch die Sonne, einer Kollision mit der Venus, einem Auswurf aus dem Sonnensystem oder sogar einer umfassenderen Destabilisierung der Dynamik des inneren Sonnensystems führen.

Perihel-Präzession

Im Jahr 1859 berichtete der französische Mathematiker und Astronom Urbain Le Verrier, dass die beobachtete langsame Präzession der Merkurbahn um die Sonne nicht vollständig durch die Newtonsche Mechanik und die Gravitationsstörungen bekannter Planeten erklärt werden könne. Er stellte neben mehreren Hypothesen die These auf, dass ein unentdeckter Planet (oder möglicherweise eine Reihe kleinerer „Körperchen“) die Sonne noch näher umkreisen könnte als Merkur, was diese Bahnanomalie erklärt. Weitere Überlegungen beinhalteten eine leichte Abflachung der Sonne. Der frühere Erfolg bei der Lokalisierung von Neptun aufgrund seines gravitativen Einflusses auf die Umlaufbahn des Uranus veranlasste Astronomen, diese Erklärung ernsthaft in Betracht zu ziehen, und der hypothetische Planet erhielt daraufhin den Namen Vulkan; Ein solcher Planet wurde jedoch nie entdeckt.

Die beobachtete Perihelpräzession des Merkur beträgt 5.600 Bogensekunden (1,5556°) pro Jahrhundert, bezogen auf die Erde, oder 574,10±0,65 Bogensekunden pro Jahrhundert relativ zum trägen Internationalen Himmelsreferenzrahmen (ICRF). Umgekehrt prognostiziert die Newtonsche Mechanik unter Einbeziehung der Gravitationseinflüsse anderer Planeten und zusätzlicher 0,0254 Bogensekunden pro Jahrhundert, die auf die Abplattung der Sonne zurückzuführen sind, eine Präzession von 5.557 Bogensekunden (1,5436°) pro Jahrhundert relativ zur Erde oder 531,63±0,69 Bogensekunden pro Jahrhundert relativ zum ICRF. Im frühen 20. Jahrhundert erläuterte Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie diese beobachtete Präzession, indem sie die Gravitation als eine Manifestation der Raumzeitkrümmung konzeptualisierte. Dieser relativistische Effekt ist für Merkur quantitativ gering und beträgt lediglich 42,980±0,001 Bogensekunden pro Jahrhundert (entspricht 0,43 Bogensekunden pro Jahr oder 0,1035 Bogensekunden pro Umlaufzeit); Folglich würde eine vollständige Überdrehung über 12,5 Millionen Umlaufbahnen oder etwa 3 Millionen Jahre erfordern. Vergleichbare, wenn auch deutlich geringere Effekte sind auch für andere Himmelskörper im Sonnensystem erkennbar, darunter 8,6247 Bogensekunden pro Jahrhundert für die Venus, 3,8387 für die Erde, 1,351 für den Mars und 10,05 für den Asteroiden 1566 Ikarus.

Beobachtungsmerkmale

Merkurs berechnete scheinbare Helligkeit reicht von −2,48 (über der Helligkeit von Sirius) in der Nähe der oberen Konjunktion bis zu +7,25 (unter der Schwelle der Sichtbarkeit mit bloßem Auge) in der Nähe der unteren Konjunktion. Seine durchschnittliche scheinbare Helligkeit beträgt 0,23 mit einer Standardabweichung von 1,78, was die höchste aller Planeten ist. Insbesondere beträgt die mittlere scheinbare Helligkeit bei der oberen Konjunktion −1,89, während sie bei der unteren Konjunktion +5,93 beträgt. Die Beobachtung von Merkur ist aufgrund seiner unmittelbaren Nähe zur Sonne eine Herausforderung, da er häufig durch Sonnenblendung verdeckt wird. Folglich ist Merkur normalerweise nur für kurze Zeit in der Morgen- oder Abenddämmerung sichtbar.

Bodengestützte Teleskopbeobachtungen von Merkur zeigen normalerweise nur eine teilweise beleuchtete Scheibe, die nur begrenzte Oberflächendetails aufweist. Das Hubble-Weltraumteleskop ist überhaupt nicht in der Lage, Merkur zu beobachten, da Sicherheitsprotokolle eine Ausrichtung zu nahe an der Sonne verbieten. Wenn man davon ausgeht, dass eine Verschiebung von 0,15 Erdumdrehungen pro Merkur-Jahr einen Zyklus von sieben Merkur-Jahren darstellt (0,15 × 7 ≈ 1,0), spiegelt Merkurs Abfolge der beobachtbaren Phänomene im siebten Merkur-Jahr weitgehend die sieben Merkur-Jahre zuvor beobachtete Abfolge (ungefähr sieben Tage früher) wider.

Ähnlich wie Mond und Venus zeigt Merkur von der Erde aus gesehen unterschiedliche Phasen. Bei der unteren Konjunktion erscheint es „neu“ und bei der oberen Konjunktion „voll“. In beiden Fällen wird der Planet aufgrund der Sonnenverdunkelung von der Erde aus unsichtbar gemacht, mit Ausnahme seiner neuen Phase während eines Transitereignisses. Technisch gesehen erreicht Merkur seine maximale scheinbare Helligkeit von der Erde aus, wenn er sich in seiner Vollphase befindet. Obwohl sich Merkur während seiner Vollphase am weitesten von der Erde entfernt befindet, überwiegen die vergrößerte sichtbare beleuchtete Oberfläche und der Anstieg der Oppositionshelligkeit insgesamt den Effekt der Entfernung. Umgekehrt zeigt die Venus ihre größte Helligkeit, wenn sie sich in einer Halbmondphase befindet, vor allem weil ihre Nähe zur Erde zu diesem Zeitpunkt deutlich geringer ist als in der Mondsichelphase.

Die optimale Beobachtung von Merkur erfolgt in der ersten und letzten Viertelphase, obwohl es sich hierbei um Perioden mit verringerter Leuchtkraft handelt. Diese Viertelphasen fallen mit der größten Elongation Merkurs ostwärts bzw. westwärts von der Sonne zusammen. Während dieser Zeiträume variiert der Winkelabstand Merkurs von der Sonne zwischen 17,9° im Perihel und 27,8° im Aphel. Bei seiner größten westlichen Elongation steigt Merkur frühestens vor Sonnenaufgang auf, während er bei seiner größten östlichen Elongation spätestens nach Sonnenuntergang absinkt.

Die Sichtbarkeit von Merkur ist auf der Südhalbkugel deutlich besser und häufiger als auf der Nordhalbkugel. Diese verbesserte Beobachtungsmöglichkeit ergibt sich, weil Merkur seine maximale westliche Ausdehnung ausschließlich im Frühherbst auf der Südhalbkugel findet, während seine größte östliche Ausdehnung ausschließlich im Spätwinter stattfindet. In beiden Fällen wird der Winkel der Umlaufbahn des Planeten mit dem Horizont maximiert. Dies ermöglicht es Merkur, im ersten Fall mehrere Stunden vor Sonnenaufgang sichtbar zu werden und im zweiten Fall mehrere Stunden nach Sonnenuntergang über dem Horizont zu bleiben, insbesondere aus südlichen mittleren Breiten wie Argentinien und Südafrika.

Eine alternative Methode zur Beobachtung von Merkur beinhaltet die Teleskopbeobachtung bei Tageslicht unter klaren atmosphärischen Bedingungen, idealerweise, wenn der Planet seine größte Elongation erreicht. Diese Technik ermöglicht eine einfache Erkennung, selbst mit Teleskopen mit Öffnungen von nur 8 cm (3,1 Zoll). Dennoch ist äußerste Vorsicht geboten, um sicherzustellen, dass die Sonne nicht sichtbar ist, da das Risiko einer Augenschädigung erheblich ist. Diese Methode umgeht die Einschränkungen der Dämmerungsbeobachtung, insbesondere wenn die Ekliptik in geringer Höhe liegt (z. B. an Herbstabenden). Unter diesen Tageslichtbedingungen befindet sich der Planet höher am Himmel, wodurch atmosphärische Störungen minimiert werden. Merkur kann in einem Winkelabstand von nur 4° von der Sonne in der Nähe der oberen Konjunktion beobachtet werden, einer Phase, in der sich seine scheinbare Helligkeit ihrem Maximum nähert.

Merkur ist zusammen mit mehreren anderen Planeten und den leuchtkräftigsten Sternen während einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten.

Beobachtungsverlauf

Alte Astronomen

Die frühesten bekannten aufgezeichneten Merkurbeobachtungen finden sich auf den MUL.APIN-Tafeln, die höchstwahrscheinlich einem assyrischen Astronomen aus dem 14. Jahrhundert v. Chr. zugeschrieben werden. Der Keilschriftname für Merkur auf diesen Tafeln wird als UDU.IDIM.GU\U₄.UD transkribiert, was übersetzt „der springende Planet“ bedeutet. Babylonische Aufzeichnungen über Merkur reichen bis ins 1. Jahrtausend v. Chr. zurück. Die Babylonier bezeichneten den Planeten als Nabu, nach ihrem mythologischen Boten an die Götter.

Der griechisch-ägyptische Astronom Ptolemäus untersuchte in seinem Werk Planetary Hypotheses die Möglichkeit von Planetentransits über die Sonnenoberfläche. Er vermutete, dass das Fehlen beobachteter Transite entweder darauf zurückzuführen war, dass Planeten wie Merkur zu klein waren, um entdeckt zu werden, oder auf die extreme Seltenheit solcher Ereignisse.

Im alten China war Merkur als „der Stundenstern“ (Chen-xing 辰星) bekannt, verbunden mit der Richtung Norden und der Wasserphase innerhalb des Fünf-Phasen-Systems der Metaphysik. Moderne chinesische, koreanische, japanische und vietnamesische Kulturen bezeichnen den Planeten weiterhin wörtlich als „Wasserstern“ (水星), basierend auf den fünf Elementen. Die hinduistische Mythologie nennt Merkur Budha, eine Gottheit, von der man annimmt, dass sie über Mittwoch herrscht. Der Gott Odin (oder Woden) des germanischen Heidentums war in ähnlicher Weise mit dem Planeten Merkur und Mittwoch verbunden. Die Maya-Zivilisation stellte Merkur möglicherweise als Eule (oder möglicherweise als vier Eulen – zwei für seinen Morgenaspekt und zwei für seinen Abendaspekt) dar, die als Bote für die Unterwelt fungierte. Merkur wurde manchmal auch als Stilbon (Griechisch: Στίλβων) bezeichnet, was „der Leuchtende, Glitzernde“ bedeutet.

In der mittelalterlichen islamischen Astronomie beschrieb der andalusische Astronom Abū Ishāq Ibrāhīm al-Zarqālī im 11. Jahrhundert den Deferenten der geozentrischen Umlaufbahn von Merkur als oval, ähnlich einem Ei oder einem Ei Pignon, obwohl diese Beobachtung seine astronomische Theorie oder Berechnungen nicht beeinflusste. Im 12. Jahrhundert berichtete Ibn Bajjah, er habe „zwei Planeten als schwarze Flecken auf der Oberfläche der Sonne“ gesehen, ein Ereignis, das später vom Maragha-Astronomen Qotb al-Din Shirazi aus dem 13. Jahrhundert als Transit von Merkur und/oder Venus vorgeschlagen wurde. Die meisten dieser mittelalterlichen Berichte über Transite wurden jedoch später als Beobachtungen von Sonnenflecken uminterpretiert.

Im Indien des 15. Jahrhunderts entwickelte Nilakantha Somayaji, ein Astronom aus der Kerala-Schule, ein teilweise heliozentrisches Planetenmodell. Dieses Modell ging davon aus, dass Merkur die Sonne umkreist, die wiederum die Erde umkreist, ein System, das strukturell dem tychonischen Modell ähnelt, das später von Tycho Brahe im späten 16. Jahrhundert vorgeschlagen wurde.

Bodengestützte Teleskopforschung

Die ersten teleskopischen Beobachtungen des Merkur begannen 1610 unter der Leitung von Thomas Harriot und Galileo. Im Jahr 1612 stellte Simon Marius fest, dass die Leuchtkraft des Merkur mit seiner Orbitalposition schwankte, was ihn zu der Schlussfolgerung veranlasste, dass der Planet Phasen aufwies, die denen der Venus und des Mondes analog waren. Pierre Gassendi gelang 1631 die erste teleskopische Beobachtung eines Planetentransits über die Sonne und wurde dabei Zeuge eines zuvor von Johannes Kepler vorhergesagten Merkurtransits. Anschließend, im Jahr 1639, nutzte Giovanni Zupi ein Teleskop, um festzustellen, dass Merkur Umlaufphasen besaß, die denen der Venus und des Mondes ähnelten. Diese Beobachtung begründete endgültig die heliozentrische Umlaufbahn von Merkur.

Aus erdbasierter Sicht stellt die Bedeckung oder der Vorbeiflug eines Planeten vor einem anderen ein seltenes astronomisches Phänomen dar. Bedeckungen mit Merkur und Venus kommen etwa alle paar Jahrhunderte vor; Der einzige historisch dokumentierte Vorfall ereignete sich am 28. Mai 1737 und wurde von John Bevis am Royal Greenwich Observatory beobachtet. Die anschließende Bedeckung von Merkur durch Venus wird für den 3. Dezember 2133 prognostiziert.

Aufgrund der besonderen Herausforderungen, die mit der Beobachtung von Merkur verbunden sind, wurde er im Vergleich zu anderen Planeten deutlich weniger wissenschaftlich untersucht. Im Jahr 1800 dokumentierte Johann Schröter Oberflächenmerkmale und bestätigte das Vorhandensein von Bergen mit einer Höhe von bis zu 20 Kilometern. Friedrich Bessel nutzte anschließend Schröters Illustrationen, um die Rotationsperiode des Merkurs mit 24 Stunden und seine Achsenneigung mit 70° ungenau zu berechnen. In den 1880er Jahren erstellte Giovanni Schiaparelli genauere Karten des Planeten und postulierte, dass die Rotationsperiode des Merkur 88 Tage betrug und damit mit seiner Umlaufperiode identisch war, eine Folge der Gezeitenblockierung. Dieses spezielle Phänomen wird als synchrone Rotation bezeichnet. Eugenios Antoniadi brachte die Kartographie der Merkuroberfläche weiter voran und veröffentlichte 1934 einen Band, der sowohl Karten als auch seine persönlichen Beobachtungen enthielt. Zahlreiche Oberflächenmerkmale des Planeten, insbesondere seine Albedomarkierungen, leiten ihre Nomenklatur aus Antoniadis kartografischen Arbeiten ab.

Im Juni 1962 begann ein Team sowjetischer Wissenschaftler des Instituts für Funktechnik und Elektronik der Akademie der Wissenschaften der UdSSR unter der Leitung von Wladimir Kotelnikow mit der Radarbeobachtung von Merkur, indem es erfolgreich ein vom Planeten reflektiertes Radarsignal sendete und empfing. Anschließend, im Jahr 1965, führten Radarbeobachtungen der amerikanischen Forscher Gordon H. Pettengill und Rolf B. Dyce mit dem 300 Meter breiten Arecibo-Radioteleskop in Puerto Rico endgültig die Rotationsperiode des Merkur auf etwa 59 Tage aus. Die vorherrschende Hypothese der synchronen Rotation von Merkur wurde durch diese Radiobeobachtungen in Frage gestellt, die für die astronomische Gemeinschaft eine erhebliche Überraschung darstellten. Ein durch die Gezeiten blockierter Merkur hätte eine außergewöhnlich kalte dunkle Seite; Allerdings deuteten Radioemissionsmessungen auf eine deutlich höhere Temperatur als erwartet hin. Ursprünglich zögerten die Astronomen, die Theorie der synchronen Rotation aufzugeben, und schlugen alternative Erklärungsmechanismen vor, etwa starke wärmeverteilende Winde, um die neuen Beobachtungen in Einklang zu bringen.

Im Jahr 1965 beobachtete der italienische Astronom Giuseppe Colombo, dass die Rotationsperiode des Merkur ungefähr zwei Drittel seiner Umlaufperiode ausmachte, und schlug anschließend eine 3:2-Resonanzsperre zwischen der Umlauf- und Rotationsperiode des Planeten vor, statt einer 1:1-Beziehung. Nachfolgende Daten von Mariner 10 bestätigten diese Perspektive. Folglich waren die kartografischen Darstellungen von Schiaparelli und Antoniadi nicht grundsätzlich falsch. Vielmehr beobachteten und dokumentierten diese Astronomen durchgehend die gleichen Oberflächenmerkmale während jeder sekunden Umlaufbahn, während sie Beobachtungen vernachlässigten, die in dazwischenliegenden Zeiträumen gemacht wurden, als Merkurs gegenüberliegende Seite beleuchtet war, hauptsächlich aufgrund ungünstiger Beobachtungsbedingungen, die durch die Umlaufbahngeometrie auferlegt wurden.

Bodengestützte optische Beobachtungen lieferten begrenzte zusätzliche Erkenntnisse über Merkur; Allerdings ermöglichten Radioastronomen mithilfe der Interferometrie bei Mikrowellenwellenlängen – einer Technik, die Störungen durch Sonnenstrahlung abschwächt – die Identifizierung physikalischer und chemischer Eigenschaften innerhalb der unterirdischen Schichten, die sich bis in Tiefen von mehreren Metern erstrecken. Bedeutende Fortschritte beim Verständnis der grundlegenden morphologischen Eigenschaften von Merkur wurden erst nach dem ersten Vorbeiflug einer Raumsonde erzielt. Darüber hinaus hat der technologische Fortschritt die Möglichkeiten bodengestützter Beobachtungstechniken verbessert. Im Jahr 2000 führte das 1,5 Meter (4,9 Fuß) große Hale-Teleskop des Mount Wilson Observatory hochauflösende Lucky-Imaging-Beobachtungen durch. Diese Beobachtungen lieferten die ersten aufgelösten Ansichten von Oberflächenmerkmalen in Regionen des Merkur, die zuvor nicht von der Mariner 10-Mission erfasst wurden. Anschließend hat das Arecibo-Radarteleskop den größten Teil des Planeten kartiert, dabei eine Auflösung von 5 km (3,1 Meilen) erreicht und polare Ablagerungen, die möglicherweise aus Wassereis bestehen, in schattigen Kratern identifiziert.

Untersuchungen von Raumsonden

Merkur von der Erde aus zu erreichen, stellt erhebliche technische Schwierigkeiten dar, da die Umlaufbahn des Merkur im Vergleich zur Erde deutlich näher an der Sonne liegt. Eine von der Erde aus gestartete Raumsonde für Merkur muss mehr als 91 Millionen Kilometer (57 Millionen Meilen) in den Gravitationspotentialtopf der Sonne zurücklegen. Mit einer Umlaufgeschwindigkeit von 47,4 km/s (29,5 mi/s) übertrifft Merkur die Umlaufgeschwindigkeit der Erde von 29,8 km/s (18,5 mi/s) deutlich. Folglich benötigt ein Raumschiff eine wesentlich größere Geschwindigkeitsänderung (Delta-V), um Merkur zu erreichen und die Umlaufbahn zu erreichen, im Gegensatz zu den Delta-V-Anforderungen beispielsweise von Missionen zum Mars.

Die potenzielle Energie, die beim Abstieg eines Raumfahrzeugs in die Gravitationsquelle der Sonne freigesetzt wird, wandelt sich in kinetische Energie um, was ein Delta-V-Manöver für jedes Ziel erforderlich macht, das über einen einfachen Vorbeiflug am Merkur hinausgeht. Ein Teil dieser Delta-V-Anforderung kann durch Schwerkraftunterstützung während eines oder mehrerer Vorbeiflüge an der Venus erfüllt werden. Um eine sichere Landung oder eine stabile Umlaufbahn zu erreichen, muss man sich ausschließlich auf den Raketenantrieb verlassen. Aufgrund der substanzlosen Atmosphäre von Merkur ist eine Luftbremsung nicht möglich. Eine Mission zum Merkur erfordert einen größeren Aufwand an Raketentreibstoff als für eine vollständige Flucht aus dem Sonnensystem. Folglich haben bisher nur drei Raumsonden den Planeten besucht. Ein alternativer Ansatz, der derzeit in Betracht gezogen wird, besteht darin, ein Sonnensegel einzusetzen, um eine Merkur-synchrone Umlaufbahn um die Sonne zu erreichen.

Die Mariner 10 Mission

Die Mariner 10 (1974–1975) der NASA war die erste Raumsonde. Diese Raumsonde nutzte die Schwerkraft der Venus, um ihre Umlaufgeschwindigkeit zu ändern und so ihre Annäherung an Merkur zu ermöglichen. Dies machte es sowohl zur ersten Mission, die ein Gravitations-„Schleuder“-Manöver einsetzte, als auch zum ersten Versuch der NASA, Mariner 10 die ersten Nahaufnahmen der Merkuroberfläche zu liefern, die sofort ihre ausgedehnte Kratertopographie und zahlreiche andere geologische Formationen enthüllten, darunter kolossale Steilhänge, die später der leichten Kontraktion des Planeten beim Abkühlen seines Eisenkerns zugeschrieben wurden. Bedauerlicherweise wurde bei jeder Annäherung von Mariner 10 dieselbe Planetenhalbkugel beleuchtet. Dieser Umstand verhinderte eine umfassende Beobachtung beider Seiten des Planeten und begrenzte folglich die kartierte Oberfläche auf weniger als 45 %.

Die Raumsonde näherte sich Merkur drei Mal sehr nahe, wobei die nächste Flugbahn sie bis auf 327 km (203 Meilen) an die Oberfläche heranführte. Während der ersten Annäherung registrierten Instrumente ein Magnetfeld, was die Planetengeologen erheblich überraschte, da die Rotationsgeschwindigkeit von Merkur als unzureichend angesehen wurde, um einen erheblichen Dynamoeffekt zu erzeugen. Während sich der zweite Nahansatz hauptsächlich auf die Bildgebung konzentrierte, lieferte der dritte umfassende magnetische Daten. Diese Daten deuten darauf hin, dass das Magnetfeld von Merkur dem der Erde sehr ähnlich ist und den Sonnenwind effektiv um den Planeten ablenkt. Für einen längeren Zeitraum nach den Begegnungen mit Mariner 10 war die Entstehung des Merkur-Magnetfelds Gegenstand mehrerer konkurrierender theoretischer Erklärungen.

Am 24. März 1975, nur acht Tage nach seiner endgültigen Annäherung, erschöpfte Mariner 10 seinen Treibstoffvorrat. Da eine präzise Kontrolle der Umlaufbahn nicht mehr möglich war, befahlen die Missionsleiter der Sonde, den Betrieb einzustellen. Es wird angenommen, dass Mariner 10 in der Sonnenumlaufbahn bleibt und etwa alle paar Monate nahe am Merkur vorbeifliegt.

Die MESSENGER-Mission

Die zweite NASA-Mission zum Merkur mit der Bezeichnung MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) begann am 3. August 2004. Ihre Flugbahn umfasste Gravitationsunterstützung von der Erde im August 2005 und von der Venus im Oktober 2006 und Juni 2007, was ihre Einführung in die Umlaufbahn von Merkur erleichterte. Erste Vorbeiflüge am Merkur wurden am 14. Januar 2008, 6. Oktober 2008 und 29. September 2009 durchgeführt. Diese Manöver ermöglichten die umfassende Kartierung des Großteils der Hemisphäre, die zuvor von Mariner 10 nicht beobachtet wurde. Die Sonde erreichte am 18. März 2011 erfolgreich eine elliptische Umlaufbahn um den Planeten, wobei am 29. März 2011 das erste Orbitalbild von Merkur aufgenommen wurde. Nach Abschluss ihrer ersten einjährigen Kartierungsmission ging die Sonde in eine einjährige, verlängerte Missionsphase über, die bis 2013 andauerte. Während ihres verlängerten Betriebszeitraums führte MESSENGER neben weiteren Kartierungen und Daten auch Beobachtungen des Sonnenmaximums von 2012 durch Sammlung.

Die Hauptziele der Mission bestanden darin, sechs kritische wissenschaftliche Fragen zu klären: die ungewöhnlich hohe Dichte des Merkurs, seine geologische Entwicklung, die Eigenschaften seines intrinsischen Magnetfelds, die innere Struktur seines Kerns, das mögliche Vorhandensein polarer Eisablagerungen und die Ursprünge seiner Exosphäre. Um diese Ziele zu erreichen, wurde die Sonde mit fortschrittlichen Bildgebungssystemen ausgestattet, die im Vergleich zu Mariner 10 Bilder mit deutlich höherer Auflösung über einen größeren Bereich der Merkuroberfläche aufnehmen können. Darüber hinaus verfügte es über verschiedene Spektrometer zur Elementarhäufigkeitsanalyse der Kruste sowie Magnetometer und Instrumente zur Quantifizierung der Geschwindigkeit geladener Teilchen. Die erwarteten Messungen der Schwankungen der Umlaufgeschwindigkeit der Sonde sollten Einblicke in die innere Architektur des Planeten liefern. Das Endmanöver von MESSENGER wurde am 24. April 2015 durchgeführt und gipfelte in seinem kontrollierten Aufprall auf der Merkuroberfläche am 30. April 2015. Dieses Aufprallereignis ereignete sich um 15:26:01 Uhr. EDT entstand ein Krater mit einem geschätzten Durchmesser von 16 Metern (52 Fuß).

BepiColombo Mission

Eine Zusammenarbeit zwischen der Europäischen Weltraumorganisation und der japanischen Weltraumorganisation führte zur Entwicklung und zum Start der Mission BepiColombo. Diese Mission soll den Merkur mit zwei verschiedenen Sonden umkreisen: eine für die Planetenkartierung und die andere für die Erforschung der Magnetosphäre. BepiColombo begann seine Startsequenz am 20. Oktober 2018. Bei seiner Ankunft wird es eine Magnetometersonde in eine elliptische Umlaufbahn bringen, gefolgt von der Aktivierung chemischer Antriebssysteme, um die Kartierungssonde in eine kreisförmige Umlaufbahn zu bringen. Beide Sonden sind für eine Betriebsdauer von einem Erdenjahr vorgesehen. Die Mapper-Sonde ist mit einer Reihe von Spektrometern ausgestattet, die denen an Bord der MESSENGER ähneln, und ermöglicht umfassende Planetenstudien über ein breites Spektrum von Wellenlängen, einschließlich Infrarot-, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammastrahlen. BepiColombo führte den ersten seiner sechs geplanten Vorbeiflüge am Merkur am 1. Oktober 2021 durch, der sechste wurde am 9. Januar 2025 abgeschlossen. Der Orbitaleintritt um den Planeten ist für 2026 geplant.

Notizen

Notizen

Referenzen

Atlas des Merkur. NASA. 1978. SP-423.

• Atlas des Merkur. NASA. 1978. SP-423.Quelle: TORIma Akademie Archive