• Merkur
• Původ jména
• Atmosféra
• Povrch
• Nitro
• Magnetické pole
• Trajektorie a rotace
• Sondy
• Snímky
• Animace
• Charakteristika
• Odkazy

Při procházce po Merkurově povrchu by Vás nejspíše zaujalo hned několik nezvyklých věcí. Slunce se jeví dvaapůlkrát větší, než je tomu na Zemi. Obloha zůstává přesto vždy černá díky tomu, že atmosféra nezpůsobuje žádný rozptyl světla. A kdyby jste se zahleděli do prostor vesmíru nad Vaší hlavou, mohli by jste spatřit, samozřejmě mimo Slunce, dva jasné zářící body. V jednom by jste mohli poznat překrásně krémově zbarvený kotouček Venuše a v druhém modře zbarvený kotouček Země.

K Merkuru se přiblížily zatím pouze dvě meziplanetární sondy, Mariner 10 (v překladu námořník) a MESSENGER. Sonda Mariner 10 byla vypuštěna 3. listopadu 1973. Proletěla okolo planety 29. března 1974 ve vzdálenosti pouhých 705 kilometrů od povrchu. 21. září 1974 proletěla sonda okolo Merkura podruhé a 16. března 1975 potřetí. Během těchto návštěv naexponovala přes 2700 snímků, pokrývajících pouze 45 % Merkurova povrchu, vše co stihla sonda během svých průletů zaznamenat. Povrch Merkura je tedy zmapován pouze zčásti. A naneštěstí je planeta příliš blízko Slunce, aby mohl být její povrch bezpečně fotografován pomocí HST.

Sonda MESSENGER se na svoji dlouhou cestu sluneční soustavou vydala v srpnu 2004. Celkem 15krát obkrouží kolem Slunce. Dosud využila šesti gravitačních manévrů (jeden u Země - srpen 2005, dva u Venuše - říjen 2006, červen 2007 a tři u Merkuru - leden a říjen 2008, září 2009). Poté, po 7,9 miliardách kilometrů, byladefinitivně v březnu 2011 navedena na oběžnou dráhu kolem Merkuru a mise vstoupilado své operační fáze.

Přibližování sondy MESSENGER k Merkuru počátkem roku 2008, podrobnosti o snímcích

Teplotní rozdíly na Merkuru jsou největší v celé sluneční soustavě, od 90 K (-180° C) na straně odvrácené od Slunce až po 700 K (asi 430° C) na straně vystavené slunečním paprskům. Teplota na Venuši je sice nepatrně vyšší, ale zato je stabilní.

 Před sondou Mariner 10 se toho o povrchu Merkura vědělo málo, kvůli jeho obtížnému pozorování z pozemských dalekohledů. V elongaci (maximálním úhlovém odklonu od Slunce) je totiž Merkur při pohledu ze Země vzdálen od Slunce pouhých 28 stupňů, což je velice málo. Kvůli tomu může být pozorován jen během dne nebo velmi krátce před východem či po západu Slunce. A když už ho pozorujete za úsvitu nebo za soumraku, je Merkur tak nízko nad obzorem, že jeho světlo musí projít desetinásobným množstvím rušivé zemské atmosféry, než kdyby byl přímo nad vámi.

Merkur je v mnoha směrech podobný Měsíci. Jeho povrch je velice starý a pokrytý krátery, které jsou pojmenovány podle umělců, hudebníků, malířů, autorů a vědců. Obsahuje prohlubně vytvořené mnohonásobnými dopady a mnoho lávových toků. Velikost kráterů se pohybuje od 100 metrů (nejmenší rozlišitelný útvar na snímcích z Marinera 10) až do 1550kilometrů. Mají různé stupně zachování původního tvaru. Některé krátery jsou mladé s ostrými hranami a jasnými paprsky, které z nich vyčnívají, viz doprovodný obrázek nahoře. Merkur nemá žádnou tektonickou činnost, která by povrch omlazovala, podobně jako Měsíc. Kdybyste se mohli projít po jeho povrchu, spatřili byste podivný svět, velmi podobný tomu měsíčnímu. Merkurovy oválné, prachem pokryté kopce jsou nahlodávány erozivní činností dopadajících meteoritů a komet, kterými je povrch Merkuruneustále bombardován. Stěnygeologických zlomů a rozsedlin povstávají na výšku několik kilometrů a táhnou se v délce stovek kilometrů.

Většina povrchu na Merkuru je pokryt planinami. Mnoho z nich je velmi starých a silně kráterovitých, ale část planin je pokryta krátery méně. Vědci roztřídili tyto planiny na mezikráterové a hladké. Mezikráterové planiny jsou málo naplněné krátery a krátery mají méně než 15 kilometrů v průměru. Tyto planiny byly pravděpodobně vytvořeny lávovými toky, které pohřbily starší terén. Hladké planiny jsou mladší s ještě méně krátery. Hladké planiny můžeme najít například kolem pánve Caloris. V některých oblastech vyspravených hladkou lávou mohou být vidět také částečně zaplněné krátery.

Historie formování Merkura je podobná historii formování Země. Před asi 4,5 miliardou let se z mateřské mlhoviny tvořily planety. Byl to čas intenzívního bombardování jejich povrchu, během kterého se velká část hmoty této mlhoviny na planety přesunula. Na samém počátku formování byl Merkur pravděpodobně rozdělen na husté kovové jádro a silikátové kůry. Po tomto intenzivním období bombardování tekla po povrchu Merkura láva, roztavená energií z neustálých dopadů, a zakryla starší kůru. Bylo pohřbeno hodně pozůstatků na toto období a Merkur postupně vstoupil do období slabšíhobombardování, během kterého se vytvořily mezikráterové planiny. Dopady těles byly usnadněny nedostatkem atmosféry, která by dopad zpomalovala.

Potom Merkur zchladl. Jeho jádro se zmenšilo, což vedlo k tomu, že kůra se postupně lámala a vytvořila nápadně dlouhé srázy. Během třetího stádia láva zaplavovala nížiny a vytvářela hladké planiny. Během čtvrtého období bombardování mikrometeority vytvořily prach pokrývající celý povrch, známý jako regolit. Několik větší meteoritů dopadlo na povrch a zanechalo krátery s vybíhajícími jasnými paprsky. Kromě příležitostných kolizí s meteority merkurův povrch není déle aktivní a zůstává stejný už po milióny let.

Na první pohled by bylo možné zaměnit detailní snímek povrchu Merkuru za snímek povrchu Měsíce. Ale existují mezi oběma tělesy i určité rozdíly. Ve velkých měřítkách je nejnápadnější, že chybějí útvary podobné měsíčním mořím, rozsáhlé, tmavé a relativně málo drsné plochy. V "měsíční" terminologii tedy tvoří povrch Merkuru jen samé "pevniny". Další odlišností jsou ploché planiny mezi velkými krátery a valovými rovinami, daleko méně narušené dalšími krátery, než jsou obdobné plochy na Měsíci. Rovněž dlouhé vyvýšeniny a zlomy, táhnoucí se stovky kilometrů, jež zřejmě vznikaly při postupném smršťování mohutného jádra planety, na Měsíci nevznikly. A konečně je na Merkuru daleko menší četnost velkých kráterů s průměry 20 až 50 km.

Jednou z možných příčin je rozdílná velikost obou těles a tedy i jiné tíhové zrychlení. Předpokládá se, že většina menších kráterů vznikla jako druhotné dopady velkých bloků horniny vyvrhnutých při primárním dopadu většího tělesa. Na Měsíci jsou díky nižší gravitaci úlomky schopny pokrýt šestinásobek plochy než je tomu na Merkuru, takže zde velký impakt ovlivní relativně malou část povrchu. Proto se povrch Merkuru výrazněji neměnil oproti měsíčnímu, který zřejmě procházel změnami opakovaně. Na Merkuru jsou některé části povrchu téměř nedotčené.

Většina útvarů na povrchu má nápadně ostré obrysy, což svědčí o úplné nepřítomnosti erozivních vlivů a také o vysokém stáří povrchu, protože většina kráterů vznikla před 3 až 4 miliardami let. Nejsou zde žádné viditelné stopy tektonické činnosti obvyklé na Marsu a na Měsíci a také žádné důkazy výrazné vulkanické činnosti, která by se projevovala v delším časovém odstupu po kráterotvorném období. Některé příznaky změn na povrchu však přesto patrné jsou, například dna velkých kráterů jsou zřejmě vyplněna jemným materiálem. Z tohoto se ale také dá například dobře odvodit četnost dopadů malých těles v posledním období Merkurova formování až do současnosti, která je srovnatelná s četností obdobných útvarů na Měsíci a Marsu. To je pozoruhodné, uvážíme-li velké rozdíly ve vzdálenosti těchto těles od Slunce. Zřejmě tedy v tomto ohledu na vzdálenosti příliš nezáleží.

Největší kráter na Merkuru je pánev Caloris. Převládá mínění, že se podobá Velké pánvi (Large basins, maria) na Měsíci. Pánev byla popsána Hartmannem a Kuiperem (1962) jako "velká kruhová deprese s výraznými soustřednými prsteny a paprskovitými zlomy." Jiní považují kterýkoli kráter větší než 200 kilometrů za pánev. Pánev Caloris má 1550 kilometrů v průměru a byla pravděpodobně způsobena projektilem, který měl v průměru více než 100 kilometrů. Dopad vyprodukoval soustředný prstenec vysoký až dva kilometry a katapultoval vyvřeliny 600 až 800 kilometrů daleko. Soustředěné seismické vlny vytvořené dopadem tělesa se setkaly na druhé straně planety a vyprodukovaly oblast chaotického terénu (viz samostatné snímky), náhodně zpřeházené a nakupené části povrchu. Další dobrý příklad pánve, která vykazuje soustředné prsteny je území Valhalla na Jupiterově měsíci Callisto. Po dopadu se kráter částečně naplnil lávovými toky.

Merkur je poznamenán velkými zakřivenými útesy nebo vysokými srázy, které zřejmě vznikly během kontrakce, jak Merkur chladnul a zmenšoval se. Některé se zařezávají do prstenců od kráterů a jiné vypadají, jako by byly formovány stlačením. Povrch Merkura se podle odhadů zmenšil o 0,1 % (změna poloměru planety o zhruba 1 km). Toto smršťování vyprodukovalo zvrásnění kůry a tyto srázy vysoké několik kilometrů a dlouhé stovky kilometrů.