Dráha a rotace

Dráha

Merkurova dráha je silně excentrická jeho výstřednost činí 0,21, která je nejvíce excentrická mezi planetami ve sluneční soustavě. Jeho perihélium leží pouze 45 milionů kilometrů od Slunce, zatímco poloha afélia je od Slunce vzdálena plných 70 milionů kilometrů. Axiální naklonění Merkuru je téměř nulové činí 0,027°.

Perihélium Merkurovy dráhy se velice pomalu otáčí kolem Slunce, celou otočku vykoná za 2 254 let. Část pohybu způsobují ostatní planety, přesně v souladu s newtonowskou mechanikou, ale astronomové v 19. století zjistili, že se Merkurova dráha stáčí ještě více, než by měla, a nebyli schopni tento pohyb vysvětlit. Byla dokonce předběžně pojmenována a intenzivně hledána planeta, která by tyto odchylky mohla způsobovat, planeta Vulkán. Dráha této planety by byla velice blízká dráze Merkura a gravitační působení by vysvětlovalo pozorované neshody.

Ilustrace stáčení perihélia Merkuru

Vysvětlení však přinesla až Einsteinova obecná teorie relativity. Podle ní by se dráha stáčela, i kdyby další tělesa ve vesmíru vůbec neexistovala. Její přesné předpovědi pohybu planety Merkur byly hlavně v počátcích nesmírně důležitým faktorem pro přijetí pravdivosti této teorie. Perihélium Země se z relativistických důvodů také stáčí, o něco méně než 1" za století, což je však jen těžko měřitelná hodnota.

Rotace

Během roku 1880 Giovanni Schiaparelli pořídil nákres zobrazující přibližný vzhled Merkura. Určil podle tohoto nákresu, že Merkur je vázán slapovými silami ke Slunci, právě tak, jako je Měsíc slapově vázán k Zemi. V případě takovéto vazby perioda rotace planety souhlasí s oběžnou dobou, tedy přesně 87,96 pozemských dní a planeta nastavuje Slunci stále stejnou polokouli. K podobným výsledkům došli posléze i další významní pozorovatelé planet.

V roce 1962 začali radioastronomové zkoumat Merkur a zjistili, že vyzařování odvrácené strany je příliš intenzivní na to, aby se Merkur pohyboval slapově vázanou rotací. Ta strana, která je odvrácena od Slunce, by měla v tom případě zářit mnohem méně. Teorie vázané rotace tak dostala první vážnou ránu. A v roce 1965 G. H. Pentegrill a R. G. Dyce určili periodu Merkurovy rotace pomocí radarových pozorování na 59+-5 dní. V roce 1971 Goldstein zpřesňil periodu rotace na 58,65+-0,25 dne, opět pomocí radarových pozorování. A po blízkém pozorování sondou Mariner 10 byla perioda rotace Merkura určena jako 58,646+-0,005 dne.

Protože k vázané rotaci dospěli nezávisle na sobě velmi známé pozorovatelské osobnosti (Lowell, Antoniadi, Lyot, Dollfus a Baum), nešlo jen tak jejich výsledky označit za chybné. Z vybraných kreseb těchto pozorovatelů vyšlo najevo, že rotace dlouhá 88 dní je pouze jedna z možných hodnot, které vyhovují těmto pozorováním. Další možné jsou 43,6; 50,1; 58,4 a 70,2 dne. Předposlední z nich, 58,4+-0,5 dne souhlasilo i výsledky radiolokace.

Italský astronom Colombo vzápětí přišel na to, že doba rotace je k době oběhu v poměru zhruba 2:3. Platil-li by poměr přesně, doba rotace by byla 58,65 pozemského dne. Další teoretické práce pak ukázaly, že konečným stavem v takovéto soustavě dvou těles nemusí být jen vázaná rotace, ale i rotace v poměru 2:3 a několika dalších, tedy správnost této úvahy.

Tedy Merkur se otočí jeden a půlkrát během jednoho oběhu, nebo taky třikrát za dva oběhy kolem Slunce. Kvůli této rezonanci 3:2 je na Merkuru jeden sluneční den (období od svítání do svítání) dlouhý celých 176 pozemských dní, tedy dva Merkurovy roky a tři Merkurovy hvězdné dny (otočky vůči vzdáleným hvězdám). Rezonance jeho oběhu a rotace je ukázána na následujícím diagramu:

Ve velmi vzdálené minulosti Merkura byla jeho perioda rotace jistě rychlejší. A podle některých úvah mohla být jeho rotace skutečně velmi svižná - mohl činit i jednu otočku za 8 hodin. Ale za milióny let byl postupně zbržděn slapovými silami způsobovanými blízkým Sluncem. Model tohoto procesu, založený na znalostech o tělese planety ukázal, že takové zpomalování by trvalo 10⁹ let a zvýšilo by vnitřní teplotu Merkura o 100 kelvinů.