Merkur Umlaufbahn und Sichtbarkeit
Merkur – der Bote
Merkur der schnelle Bote der alten Götter.
Merkur war vielen Menschen der Antike gut bekannt, die ihn als hellen Lichtpunkt am Abend- oder Morgenhimmel beobachteten. Wegen seiner vergleichsweise schnellen Bewegung in Bezug auf die Sterne assoziierten die alten Griechen diesen Himmelskörper mit dem schnellen Götterboten , und wir verwenden heute den entsprechenden Namen aus der römischen Mythologie, Merkur .
So heißt auch das bekannte Schwermetall, das bei Raumtemperatur flüssig ist und in Thermometern verwendet wird.
Auf dieser Seite werden wir uns die Bahn des Merkurs im Sonnensystem und die Sichtbarkeit dieses Planeten ansehen, wenn er sich um die Sonne bewegt. Weitere Informationen zu den physikalischen Eigenschaften von Merkur finden Sie auf einer anderen Seite .
Die Umlaufbahn des Merkurs
Merkur ist der innerste Planet im Sonnensystem.
Merkur ist der sonnennächste Planet, die innerste aller Welten im Sonnensystem.
Merkur umkreist die Sonne auf einer elliptischen Bahn in einem mittleren Abstand von 58 Millionen km; die Umlaufzeit beträgt 88 Erdtage oder 0,24 Erdjahre. Seine Umlaufbahn ist um etwa 7° zur Ebene der Ekliptik geneigt, die die jährliche Bahn der Sonne zwischen den Sternen von der Erde aus gesehen markiert. (Die Ekliptik ist die Projektion der Erdumlaufbahn auf die Himmelskugel).
Die Umlaufbahn des Merkur ist sehr exzentrisch. Im „Perihel“ (dem Bahnpunkt, an dem ein Planet der Sonne am nächsten ist) ist Merkur etwa 46,0 Mio. km von der Sonne entfernt und im „Aphel“ (dem sonnenfernsten Bahnpunkt) befindet er sich in einer Entfernung von 69,8 Mio. km. Er ist also im Aphel etwa 1,5 mal weiter entfernt als im Perihel – dies wird auch durch die „Exzentrizität“ der Bahn ausgedrückt, die mit 0,2056 recht groß ist. Zum Vergleich: Die Exzentrizität der viel kreisförmigeren Erdbahn beträgt nur 0,0167.
Merkur ist als innerster Planet auch der sich am schnellsten bewegende Hauptplanet im Sonnensystem. Die mittlere Bahngeschwindigkeit beträgt etwa 48 km/s (die Erde bewegt sich mit 30 km/s). Die siderische Periode des Merkurs beträgt etwa 88 Erdtage – das ist die Zeitspanne, die ein Körper benötigt, um einen Umlauf um einen anderen Körper in Bezug auf die Sterne zu vollenden. Die synodische Periode des Merkurs beträgt etwa 116 Erdtage – das ist das Zeitintervall, bis sich Merkur von der Erde aus gesehen wieder in der gleichen Position relativ zur Sonne befindet (der Unterschied wird durch die gleichzeitige Bewegung der Erde in ihrer Umlaufbahn verursacht). Beide Perioden sind die kürzesten von allen großen Planeten.
Die mysteriöse Perihelverschiebung
Eine interessante Eigenschaft der Merkurbahn ist die beobachtete Perihelverschiebung, d.h. dass die Richtung von Merkurs Perihel und Aphel (die „Apsidenlinie“) langsam entlang der Bahn verläuft. Dieser Effekt ist bei allen Planetenbahnen vorhanden und wird hauptsächlich durch die gravitative Wechselwirkung mit den anderen Planeten verursacht.
Im 19. Jahrhundert wurde jedoch durch sehr genaue Positionsbeobachtungen entdeckt, dass die gemessene Geschwindigkeit der Periheldrehung des Merkurs um etwa 43 Bogensekunden pro Jahrhundert von dem abwich, was die klassische (Newtonsche) Gravitationstheorie vorhersagte.
Der Ursprung dieser Diskrepanz war lange ein großes Rätsel. Inzwischen hat man jedoch herausgefunden, dass die Bewegung vollständig mit Albert Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie übereinstimmt – wenn die „relativistischen“ Terme eingeführt werden, besteht eine absolute Übereinstimmung zwischen Beobachtung und Theorie. Damit ist dieses Phänomen nun vollständig verstanden und stellt in der Tat einen der besten Beweise für die Gültigkeit der Einsteinschen Theorie dar.
Die Sichtbarkeit des Merkurs
Merkur ist der sonnennächste Planet und der am schwierigsten zu beobachtende, da er immer recht nah an der Sonne am Himmel steht. Aufgrund seiner Bahnbewegung scheint er um die Sonne hin und her zu pendeln und erreicht dabei einen maximalen Winkelabstand von etwa 28°.
Wenn Merkur westlich der Sonne steht, ist er vor Sonnenaufgang recht tief am Morgenhimmel zu sehen; wenn er östlich der Sonne steht, ist er am Abendhimmel zu sehen und geht bald nach der Sonne unter. Wenn er tagsüber hoch am Himmel steht, macht es die Nähe des Merkurs zur Sonne praktisch unmöglich, ihn mit bloßem Auge zu sehen (und es ist natürlich immer gefährlich, in Richtung der Sonne zu schauen!).
Die mit Abstand beste Zeit, Merkur zu beobachten, ist daher kurz vor Sonnenaufgang oder kurz nach Sonnenuntergang.
Die Phasen des Merkurs
Die Phasen des Merkurs und die Veränderung seiner scheinbaren Größe.
Wie alle anderen Planeten und Monde, einschließlich unseres eigenen Mondes, leuchtet Merkur durch reflektiertes Sonnenlicht. Da seine Umlaufbahn innerhalb der Erdbahn liegt, zeigt Merkur außerdem Phasen, die denen des Mondes ähnlich sind. Der Hauptunterschied besteht darin, dass sich seine scheinbare Größe aufgrund des wechselnden Abstands zwischen Erde und Merkur wesentlich stärker verändert als die des Mondes.
Von der Erde aus gesehen ist es normalerweise nicht möglich, Merkur zu beobachten, wenn er „voll“ ist, da er sich dann auf der anderen Seite der Sonne befindet (in der „superioren Konjunktion“, siehe unten) und sehr nahe an der Sonne am Himmel steht. Wenn er am hellsten ist, erscheint Merkur in der „halbmondförmigen“ Phase. Wenn er der Erde am nächsten ist (bei “ unterer Konjunktion “ und „neu“), ist der scheinbare Durchmesser des Merkurs fast dreimal so groß wie bei der oberen Konjunktion. Dies ist auch die Zeit, in der Merkur manchmal direkt vor der Sonnenscheibe vorbeizieht – ein astronomisches Ereignis, das als „Merkurtransit“ bezeichnet wird. Dies geschieht am 7. Mai 2003.
Konfigurationen
Die verschiedenen Planetenkonfigurationen.
Um die Positionen eines Planeten auf seiner Bahn in Bezug auf die Erde und die Sonne zu charakterisieren, beziehen sich die Astronomen oft auf bestimmte Stellungen, die sogenannten „Konfigurationen“. Für Merkur und Venus (die “ inferioren Planeten „, d.h. die näher an der Sonne stehen als die Erde) ergeben sich folgende Konfigurationen:
- die inferiore Konjunktion , wenn sich der Planet zwischen Sonne und Erde befindet;
- die größte westliche Elongation , wenn sich der Planet westlich der Sonne befindet, so dass der Winkel Sonne-Erde-Planet möglichst groß ist (ca. 28° im Falle von Merkur und 45° für Venus);
- die obere Konjunktion , wenn sich der Planet auf der der Erde gegenüberliegenden Seite der Sonne befindet; und
- die größte östliche Elongation , wenn sich der Planet so weit östlich wie möglich von der Sonne befindet – die Winkel sind die gleichen wie die oben genannten.
Für einen äußeren („höheren“) Planeten wie Mars, Jupiter etc. ergeben sich folgende Konfigurationen:
- Opposition , wenn der Planet auf der der Sonne gegenüberliegenden Seite der Erde steht;
- Westquadratur , wenn der Planet westlich der Sonne steht und der Winkel Sonne-Erde-Planet genau 90° beträgt;
- Konjunktion , wenn sich der Planet auf der der Erde gegenüberliegenden Seite der Sonne befindet, und
- östliche Quadratur , wenn sich der Planet östlich der Sonne befindet und der Sonne-Erde-Planeten-Winkel wiederum 90° beträgt.
Wann treten Transitereignisse auf?
Bahnen von Merkur und Erde um die Sonne.
Wenn Merkur sich in einer unteren Konjunktion befindet (dies geschieht im Durchschnitt einmal alle 116 Tage – die synodische Periode, siehe oben) und sich gleichzeitig in der Nähe eines der Bahnknoten befindet (die Schnittpunkte zwischen der Merkurbahn und der Ekliptik), wird er von der Erde aus gesehen vor der Sonnenscheibe vorbeiziehen („Transit“). Merkurs Bahnebene ist um einen Winkel von 7° zur Ebene der Ekliptik geneigt und die beiden Bedingungen – dass Merkur gleichzeitig in unterer Konjunktion und an einem Bahnknoten steht – sind nicht immer erfüllt. Merkurtransite sind daher eher seltene Himmelsereignisse .
Im Durchschnitt gibt es 13 Merkurtransite pro Jahrhundert, also etwa einen alle 7 1/2 Jahre. Sie finden jedoch nicht in regelmäßigen Abständen statt, sondern nacheinander im Abstand von 13, 7, 10 und 3 Jahren. Jedes Jahr passiert die Erde die Knotenlinie des Merkurs um den 7. Mai und den 9. November. Merkurtransite können daher nur um diese Daten herum stattfinden. In diesem Jahr findet ein Transit am 7. Mai 2003 statt, die nächsten Ereignisse sind am 8. November 2006 und am 9. Mai 2016.
Merkurtransite dauern nicht alle gleich lang. Die Zeit, die Merkur braucht, um sich über die Sonnenscheibe zu bewegen, variiert – sie hängt von der momentanen Geschwindigkeit des Planeten auf seiner Bahn und vor allem von der genauen Bahn über die Sonne ab. Ein Merkurtransit kann bis zu 9 Stunden dauern.
Der letzte Merkurtransit fand 1999 statt, war aber von Europa aus nicht sichtbar.
Die vier Kontakte
Die wichtigsten Ereignisse während eines Transits werden praktischerweise als „Kontakte“ bezeichnet, ganz analog zu den Kontakten einer ringförmigen Sonnenfinsternis:
- Der erste Kontakt ist der Beginn des Transits, wenn der nächstgelegene Punkt der Planetenscheibe zum ersten Mal den Sonnenrand „berührt“. Es ist immer schwierig, genau zu sagen, wann dies geschieht, aber kurz nach diesem Moment kann der Planet als kleine dunkle Kerbe in diesem Rand wahrgenommen werden.
- Der zweite Kontakt ist der Moment, in dem die dunkle Scheibe den Sonnenrand vollständig überquert und von nun an in ihrer Gesamtheit vor der Sonne zu sehen ist. In den nächsten Stunden durchquert der silhouettierte Planet langsam die leuchtende Sonnenscheibe. Beim
- Dritten Kontakt „berührt“ der Planet zum ersten Mal den gegenüberliegenden Sonnenrand und das Transitereignis endet beim
- Vierten Kontakt, wenn die Planetenscheibe die Sonne schließlich ganz „verlässt“.
Ein Erdtransit
Erde und Mond beim Transit durch die Sonnenscheibe, vom Mars aus gesehen, am 11. Mai 1984 (Erdzeit).
Von der Erde aus können offensichtlich keine Transite der äußeren Planeten beobachtet werden. Allerdings können Sonnentransite der Erde (wie auch aller anderen sonnennäheren Planeten) von der Oberfläche der äußeren Planeten aus beobachtet werden.
Zum Beispiel konnte am 11. Mai 1984 die Erde vom Mars aus beim Transit durch die Sonnenscheibe beobachtet werden. Es dauerte etwa 8 Stunden, bis sich unser Planet über die Sonnenscheibe bewegte, und der Erdmond folgte etwa 6 Stunden dahinter. Eine Zeit lang waren also sowohl die Erde als auch der Mond als sich bewegende schwarze Punkte auf der Sonnenoberfläche sichtbar – wenn man vom Mars aus beobachtet hat!