ESO

Orbita Merkurego i widoczność

Merkury – Posłaniec

Merkury – szybki posłaniec starożytnych bogów.

Merkury był dobrze znany wielu starożytnym, którzy obserwowali go jako jasny punkt światła na wieczornym lub porannym niebie. Ze względu na jego stosunkowo szybki ruch w stosunku do gwiazd, starożytni Grecy kojarzyli to ciało niebieskie z szybkim posłańcem bogów, a my obecnie używamy odpowiadającej mu nazwy z mitologii rzymskiej, Merkury .

Jest to również nazwa dobrze znanego metalu ciężkiego, który jest cieczą w temperaturze pokojowej i który jest używany w termometrach.

Na tej stronie przyjrzymy się orbicie Merkurego w Układzie Słonecznym i widoczności tej planety, gdy porusza się wokół Słońca. Więcej informacji o fizycznych właściwościach Merkurego znajdziesz na innej stronie .

Orbita Merkurego

Merkury jest najbardziej wewnętrzną planetą w Układzie Słonecznym.

Merkury jest planetą położoną najbliżej Słońca, najbardziej wewnętrzną ze wszystkich światów w Układzie Słonecznym.

Merkury krąży wokół Słońca po eliptycznej orbicie w średniej odległości 58 mln km; okres orbitalny wynosi 88 dni ziemskich lub 0,24 roku ziemskiego. Jej orbita jest nachylona pod kątem około 7° do płaszczyzny ekliptyki, która wyznacza roczną drogę Słońca między gwiazdami widzianymi z Ziemi. (Ekliptyka jest rzutem orbity Ziemi na sferę niebieską).

Orbita Merkurego jest bardzo ekscentryczna. Kiedy znajduje się w peryhelium (punkcie orbitalnym, w którym planeta jest najbliżej Słońca), Merkury jest oddalony od Słońca o około 46,0 mln km, a w aphelium (punkcie orbitalnym najbardziej oddalonym od Słońca) o 69,8 mln km. Jest więc około 1,5 raza odleglejsza w aphelium niż w peryhelium – wyraża to również orbitalny „mimośród”, który jest dość duży (0,2056). Dla porównania, mimośród znacznie bardziej kołowej orbity Ziemi wynosi tylko 0,0167.

Merkury, jako najbardziej wewnętrzna planeta, jest również najszybciej poruszającą się główną planetą w Układzie Słonecznym. Średnia prędkość orbitalna wynosi około 48 km/s (Ziemia porusza się z prędkością 30 km/s). Okres gwiazdowy Merkurego wynosi około 88 dni ziemskich – jest to przedział czasu potrzebny do wykonania przez jedno ciało jednego obrotu wokół drugiego ciała względem gwiazd. Okres synodyczny Merkurego wynosi około 116 dni ziemskich – jest to odstęp czasu do momentu, gdy Merkury ponownie znajdzie się w tym samym położeniu względem Słońca, w jakim widziany jest z Ziemi (różnica spowodowana jest jednoczesnym ruchem Ziemi po jej orbicie). Oba okresy są najkrótsze spośród wszystkich dużych planet.

Tajemnicze przesunięcie peryhelium

Ciekawą właściwością orbity Merkurego jest obserwowane przesunięcie peryhelium, tzn. że kierunek peryhelium i aphelium Merkurego (linia apsyd) powoli postępuje wzdłuż orbity. Efekt ten występuje we wszystkich orbitach planetarnych i jest spowodowany głównie oddziaływaniem grawitacyjnym z innymi planetami.

Ale w XIX wieku, dzięki bardzo dokładnym obserwacjom pozycyjnym, odkryto, że zmierzone tempo przesunięcia peryhelium Merkurego różni się o około 43 arcseconds na wiek od tego, które przewidywała klasyczna (newtonowska) teoria grawitacji.

Pochodzenie tej rozbieżności było długo wielką tajemnicą. Okazało się jednak, że ruch ten jest w pełni zgodny z Ogólną Teorią Względności Alberta Einsteina – po wprowadzeniu terminów „relatywistycznych” istnieje całkowita zgodność między obserwacją a teorią. Zjawisko to jest więc obecnie całkowicie zrozumiałe i stanowi jeden z najlepszych dowodów na słuszność teorii Einsteina.

Widoczność Merkurego

Merkury jest planetą najbliższą Słońcu i najtrudniejszą do zaobserwowania, ponieważ zawsze znajduje się na niebie dość blisko Słońca. Ze względu na swój ruch orbitalny, wydaje się ona kołysać tam i z powrotem wokół Słońca, osiągając maksymalną odległość kątową około 28°.

Gdy Merkury jest na zachód od Słońca, może być widoczny raczej nisko na porannym niebie przed wschodem Słońca; gdy jest na wschód od Słońca, jest widoczny na wieczornym niebie i zachodzi wkrótce po Słońcu. Gdy jest wysoko na niebie w ciągu dnia, bliskość Merkurego do Słońca praktycznie uniemożliwia dostrzeżenie go nieuzbrojonym okiem (i oczywiście zawsze niebezpiecznie jest patrzeć w kierunku Słońca!).

Najlepszy czas na oglądanie Merkurego to czas tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca.

Fazy Merkurego

Fazy Merkurego i zmiana jego widocznej wielkości.

Tak jak wszystkie inne planety i księżyce, w tym nasz własny Księżyc, Merkury świeci dzięki odbitemu światłu słonecznemu. Ponadto, ponieważ jego orbita znajduje się wewnątrz orbity Ziemi, Merkury wykazuje fazy podobne do faz Księżyca. Główna różnica polega na tym, że z powodu zmieniającej się odległości między Ziemią a Merkurym, jego pozorna wielkość zmienia się znacznie bardziej niż Księżyca.

Z Ziemi zwykle nie można obserwować Merkurego w czasie „pełni”, ponieważ znajduje się on wtedy po drugiej stronie Słońca (w „koniunkcji górnej”, patrz niżej) i na niebie jest położony bardzo blisko Słońca. Gdy jest najjaśniejszy, Merkury pojawia się w fazie „półksiężyca”. Gdy znajduje się najbliżej Ziemi (w koniunkcji dolnej i nowiu), średnica pozorna Merkurego jest prawie trzy razy większa niż w koniunkcji górnej. Jest to również czas, kiedy Merkury czasami przechodzi bezpośrednio przed tarczą Słońca – jest to wydarzenie astronomiczne określane mianem „tranzytu Merkurego”. Zdarzy się to 7 maja 2003 roku.

Konfiguracje

Różne konfiguracje planetarne.

Aby scharakteryzować położenie planety na jej orbicie w stosunku do Ziemi i Słońca, astronomowie często odnoszą się do pewnych pozycji, zwanych „konfiguracjami”. Dla Merkurego i Wenus (planet „podrzędnych”, czyli znajdujących się bliżej Słońca niż Ziemia) występują następujące konfiguracje:

• koniunkcja podrzędna , gdy planeta przechodzi między Słońcem a Ziemią;
• największa elongacja zachodnia , gdy planeta znajduje się na zachód od Słońca tak, że kąt Słońce-Ziemia-planeta jest jak największy (około 28° w przypadku Merkurego i 45° dla Wenus);
• koniunkcja górna , gdy planeta znajduje się po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia; oraz
• największa elongacja wschodnia , gdy planeta znajduje się jak najdalej na wschód od Słońca – kąty są takie same jak wyżej wymienione.

Dla planety zewnętrznej („nadrzędnej”), takiej jak Mars, Jowisz itp. występują następujące konfiguracje:

• opozycja , kiedy planeta znajduje się po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce;
• kwadratura zachodnia , kiedy planeta znajduje się na zachód od Słońca, a kąt Słońce-Ziemia-planeta wynosi dokładnie 90°;
• koniunkcja, gdy planeta znajduje się po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia,
• kwadratura wschodnia, gdy planeta znajduje się na wschód od Słońca, a kąt Słońce-Ziemia-planeta wynosi ponownie 90°.

Kiedy zdarzają się tranzyty?

Orbity Merkurego i Ziemi wokół Słońca.

Gdy Merkury jest w koniunkcji podrzędnej (zdarza się to średnio raz na 116 dni – okres synodyczny, patrz wyżej) i jednocześnie znajduje się blisko jednego z węzłów orbitalnych (punktów przecięcia orbity Merkurego z ekliptyką), przejdzie przed („tranzytem”) tarczą słoneczną, widzianą z Ziemi. Płaszczyzna orbity Merkurego jest nachylona pod kątem 7° do płaszczyzny ekliptyki i dwa warunki – że Merkury jest jednocześnie w koniunkcji dolnej i w węźle orbitalnym – nie zawsze są spełnione. Tranzyty Merkurego są więc dość rzadkimi wydarzeniami niebieskimi.

Średnio w każdym stuleciu występuje 13 tranzytów Merkurego, czyli mniej więcej jeden co 7 i pół roku. Jednak nie występują one w regularnych odstępach czasu, ale kolejno w odstępach 13, 7, 10 i 3 lat. Każdego roku Ziemia mija linię węzłów Merkurego około 7 maja i 9 listopada. Tranzyty Merkurego mogą się więc zdarzyć tylko w tych terminach. W tym roku tranzyt ma miejsce 7 maja 2003 roku, a następne wydarzenia będą miały miejsce 8 listopada 2006 roku i 9 maja 2016 roku.

Tranzyty Merkurego nie trwają jednakowo długo. Czas przemieszczania się Merkurego po tarczy słonecznej jest różny – zależy od chwilowej prędkości planety na jej orbicie, a w szczególności od dokładnej drogi przez tarczę Słońca. Tranzyt Merkurego może trwać nawet do 9 godzin.

Najnowszy tranzyt Merkurego miał miejsce w 1999 roku, ale nie był widoczny z Europy.

Cztery kontakty

Główne wydarzenia zachodzące podczas tranzytu są wygodnie nazywane „kontaktami”, całkowicie analogicznie do kontaktów zaćmienia Słońca:

• Pierwszy kontakt to początek tranzytu, kiedy najbliższy punkt tarczy planety po raz pierwszy „dotyka” granicy Słońca. Zawsze trudno jest dokładnie określić, kiedy to nastąpi, ale wkrótce po tym momencie planeta może być postrzegana jako małe ciemne wcięcie w tej krawędzi.
• Drugi Kontakt to moment, w którym ciemny dysk całkowicie przecina krawędź słoneczną i od tej pory jest już widoczny w swojej istocie przed Słońcem. W ciągu następnych godzin sylwetka planety powoli przemierza świetlisty dysk słoneczny. W trzecim kontakcie planeta po raz pierwszy „dotyka” przeciwległej krawędzi słonecznej, a tranzyt kończy się w czwartym kontakcie, kiedy to dysk planety całkowicie opuszcza Słońce.

Tranzyt Ziemi

Tranzyt Ziemi i Księżyca przez tarczę słoneczną, widziany z Marsa, 11 maja 1984 roku (czasu ziemskiego).

Żadne tranzyty planet zewnętrznych nie mogą być oczywiście obserwowane z Ziemi. Jednak tranzyty słoneczne Ziemi (jak również każdej innej planety bliższej Słońcu) mogą być obserwowane z powierzchni planet zewnętrznych.

Na przykład, 11 maja 1984 roku, Ziemia mogła być obserwowana z Marsa w tranzycie przez dysk słoneczny. Przejście naszej planety przez tarczę Słońca trwało około 8 godzin, a Księżyc podążał około 6 godzin za nią. Tak więc, przez pewien czas zarówno Ziemia jak i Księżyc były widoczne jako poruszające się czarne punkty na powierzchni Słońca – to znaczy, jeśli obserwowałeś z Marsa!