Sluneční soustava

Merkur je Slunci nejbližší a současně i nejmenší planetou sluneční soustavy, dosahuje pouze o 40 % větší velikosti než pozemský Měsíc a je tak menší než Jupiterův měsíc Ganymed a Saturnův Titan. Jeho oběžná dráha je ze všech planet nejblíže ke Slunci a jeden oběh kolem Slunce trvá pouze 87,969 dne. Dráha Merkuru má největší výstřednost dráhy ze všech planet sluneční soustavy a nejmenší sklon rotační osy. Během dvou oběhů kolem Slunce dojde ke třem otočením kolem rotační osy. Perihelium jeho dráhy se stáčí ke Slunci o 43 vteřin za století; fenomén, který ve 20. století vysvětlil Albert Einstein obecnou teorií relativity. Při pohledu ze Země dosahuje Merkur jasnosti mezi -2,0 až 5,5m, takže je viditelný i pouhým okem, ale jelikož se nevzdaluje od Slunce nikdy dále než na 28,3° je velice těžko pozorovatelný. Nejlepší podmínky tak nastávají při soumraku či úsvitu než vyjde Slunce nad horizont.

Pozorování planety pozemskými teleskopy je složité kvůli blízkosti Slunce. Detailnější znalosti přinesla až dvojice sond, která kolem planety prolétla. První sondou u Merkuru byla americká sonda Mariner 10 v 70. letech, která nasnímala přibližně 45 % povrchu. V roce 2008 dorazila k planetě další sonda MESSENGER, která provedla tři průlety kolem Merkuru a v roce 2011 byla definitivně úspěšně navedena na oběžnou dráhu kolem planety. Snímky z těchto dvou sond umožnily prozkoumat povrch planety, který silně připomíná měsíční krajinu plnou impaktních kráterů, nízkých pohoří a lávových planin. Vlivem neustálých dopadů těles všech velikostí na povrch Merkuru je většina povrchu erodována drobnými krátery. Povrch je nejspíše vlivem smršťování planety rozpraskán množstvím útesových zlomů dosahujících výšky několika kilometrů a délky stovek kilometrů. Současně je povrch neustále bombardován fotony i slunečním větrem – proudem nabitých částic směřujících vysokou rychlostí od Slunce. Nepřítomnost atmosféry je příčinou velkých rozdílů teplot mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí. Rozdíly dosahují hodnot přes 600 °C. Na polokouli přivrácené ke Slunci může teplota vystoupit na téměř 430 °C. Na polokouli odvrácené panuje mráz až -180 °C.

Nejstarší podložené pozorování Merkuru pochází z prvního tisíciletí před našim letopočtem. Před 4. stoletím př. n. l. pozorovali Merkur řečtí astronomové, kteří věřili, že se jedná o dvě samostatná tělesa, která pojmenovali Apollo pro hvězdu při východu Slunce a Hermés při západě. Současné pojmenování planety pochází z římské mytologie, kde Merkur bylo jméno pro posla bohů, který odpovídal jménem v původní řecké mytologii Hermovi.

Merkur vznikl podobně jako ostatní planety solárního systému přibližně před 4,5 miliardami let akrecí z pracho-plynného disku, jenž obíhal kolem rodící se centrální hvězdy. Srážkami prachových částic se začala formovat malá tělesa, která svou gravitací přitahovala další částice a okolní plyn. Vznikly tak první planetesimály, které se vzájemně srážely a formovaly větší tělesa. Na konci tohoto procesu v soustavě vznikly čtyři terestrické protoplanety.

Po zformování protoplanety docházelo k masivnímu bombardování povrchu zbylým materiálem ze vzniku soustavy, což mělo za následek jeho neustálé přetváření a přetavování. Jelikož má Merkur netypicky velké jádro vzhledem k plášti, je možné že v době vzniku proběhla kolize s velkou planetisimálou, která část pláště odpařila. Současně je možné, že celý povrch byl roztaven do podoby tzv. magmatického oceánu, jehož tepelná energie společně s teplem uvolněným diferenciací pláště a jádra je dodnes kumulována v nitru planety. Po vzniku primární kůry se na povrchu stále nacházely rozsáhlé oblasti žhavé roztavené lávy, která nejspíše vyplnila některé starší oblasti. Po ztuhnutí lávy nastalo pro Merkur klidnější období, nedopadalo tolik těles na jeho povrch a mohly vzniknout mezikráterové planiny. Merkur i nadále postupně chladl a docházelo ke zmenšování jádra, což se na povrchu projevilo rozpraskáním kůry a vytvořením stovky kilometrů dlouhých zlomů. Po rozpraskání kůry se na povrchu objevily další velké lávové oblasti, které opět překryly část povrchu a umožnily vznik hladkých planin. Od té doby se již na povrchu žádná větší lávová plocha neobjevila a vzhled povrchu se začal utvářet dopady meteoritů a mikrometeoritů, které se projevilo vznikem drobného prachu rozšířeného po celém povrchu a nazývaného regolit.

Mimo hypotézu o velké srážce existují i další hypotézy, které se snaží abnormální velikosti jádra vůči zbytku planety vysvětlit. Jednou z nich je možnost, že planeta vznikla ještě předtím, než se zářivý výkon Slunce stabilizoval a většina jeho pláště pak byla odpařena do okolního vesmíru při jedné z obřích protoslunečních erupcí. Jiná uvádí jako možné vysvětlení domněnku, že velká část lehčích chemických prvků, formujících obvykle plášť, byla vytlačena mimo oblast vzniku Merkuru silným slunečním větrem.

Merkur je nejmenší planeta sluneční soustavy s rovníkovým poloměrem 2439,7 km, která dosahuje pouze 38 % průměru Země a je tedy pouze přibližně 1,4 krát větší než pozemský Měsíc. Paradoxně je Merkur menší než dva největší měsíce ve sluneční soustavě Ganymed a Titan. Jedná se o jednu ze čtyř terestrických planet v soustavě, která má pevný kamenitý povrch. Planeta je tvořena přibližně ze 70 % z kovových materiálů a 30 % tvoří křemičitany. Vlivem velkého zastoupení kovů ve složení je Merkur druhou nejhustší planetou ve sluneční soustavě o hustotě 5,427 g/cm3. Tvar planety je podobně jako v případě Venuše téměř dokonale kulový, což znamená, že má velmi malé zploštění v oblasti pólů.

Merkur zblízka zkoumaly dvě americké sondy: Mariner 10, který v letech 1974–1975 zmapoval přibližně 45 % povrchu, a MESSENGER, který zatím při třech průletech v roku 2008 a 2009 studoval kromě atmosféry i složení povrchu. Sondy zjistily velmi slabé stopy plynného obalu, obsahujícího především atomy pocházející ze slunečního větru, tedy převážně helium. Hustota Merkurovy atmosféry je však velmi nízká.

Zvláštností Merkuru je jeho značně vysoká hustota dosahující asi 5400 kg/m3 a poměrně silné magnetické pole o velikosti asi 1 % zemského. Tento fakt je vysvětlován vysokým zastoupením železa a niklu uvnitř planety a masivním jádrem, které se nachází pod kůrou. Jako důkaz velkých rozměrů jádra slouží přítomnost magnetického pole. Kdyby bylo jádro jen malé, pomalá rotace planety by nestačila ke generování silného magnetického pole. Značná akumulace železa v jádře společně s jeho masivní velikostí zabírající až 75 % průměru planety je pro vědce zatím záhadou, ale existuje několik hypotéz, které se ho snaží vysvětlit.

Geologové odhadují, že jádro planety zabírá okolo 42 % celkového poloměru tělesa, například u Země je to pouze 17 %. Současné výzkumy napovídají, že jádro Merkuru je tekuté. Jádro obklopuje 500 až 700 km silný plášť tvořený silikáty. Na povrchu je kůra, která dle měření sondy Mariner 10 a pozemských teleskopů by mohla být 100 až 300 km silná. Odhaduje se, že planeta je ze 70 % tvořena kovy a pouze z 30 % silikátovým materiálem.

Nejvíce uznávaná teorie předpokládá, že Merkur měl původně poměr železa ku křemičitanům stejný jako chondrity, které jsou základní stavební jednotkou většiny těles ve sluneční soustavě a že celá planeta byla přibližně 2,25krát hmotnější než je dnes. Nicméně v rané historii sluneční soustavy mělo dojít ke srážce Merkuru s planetisimálou o hmotnosti 1/6 Merkuru a velikosti několika stovek kilometrů, která vedla k odpaření většiny tehdejší kůry a velké části pláště. Po srážce zůstalo jádro, které se náhle stalo dominantní komponentou celé planety. Podobný proces se nejspíše odehrál v době zformování pozemského Měsíce. Za oblast hypotetické srážky se občas považuje rozsáhlá oblast Caloris Basin.

Jiné teorie předpokládají, že Merkur se zformoval jako protoplaneta v planetární mlhovině dříve, než se Slunce ustálilo a stabilizovalo svůj energetický tok. Vznikla tak protoplaneta, která měla přibližně 2krát větší hmotnost, načež následně došlo ke kontrakci protoslunce, které zvýšilo teplotu v oblasti Merkuru mezi 2500 až 3500 K (či dokonce až na 10 000 K). Zvýšená teplota měla za následek, že došlo k vypaření velké části povrchu a pláště, čímž by došlo ke vzniku atmosféry Merkuru tvořenou z plynů vzniklých z hornin. Vzájemné interakce se slunečním větrem následně měly odvát celou atmosféru do okolního vesmíru.

Třetí hypotéza předpokládá, že sluneční mlhovina byla směrem do středu hustší vlivem počínající akrece a tak lehčí částice byly vytlačovány mimo oblast blízkou k budoucímu Slunci, jak se musel materiál tvořící později Merkur prodírat nahuštěným plynem, v místě vzniku Merkuru tak zůstávaly převážně těžší prvky, ze kterých je Merkur nyní složen. Každá z předkládaných hypotéz ale vyžaduje jiné složení povrchových hornin, čehož se má využít během experimentů sond MESSENGER a BepiColombo, které by měly závěry těchto teorií potvrdit či vyvrátit.

Povrch Merkuru se velmi podobá povrchu pozemského Měsíce, jak ukázaly první detailnější snímky pořízené americkou sondou Mariner 10. Povrch je pokryt především obrovským množstvím kráterů, vzniklých srážkou s meteority a planetkami nejrůznějších velikostí (tzv. impaktní krátery). Jediný rozdíl mezi Měsícem a Merkurem je v tom, že na Merkuru neexistují objekty podobné tzv. měsíčním mořím, čili velké výlevy bazaltů v obřích pánvích, vzniklých po dopadech velkých těles. Mimo jiné se zde nacházejí rozsáhlé lávové výlevy a pravděpodobně i sinuous rilles, útvary připomínající říční koryta, která jsou spojena s impakty menších těles.

Nejvýraznějším povrchovým útvarem Merkuru je přes 1400 km se táhnoucí prohlubeň Caloris Basin, která je často považována za největší kráter ve sluneční soustavě.

Planeta byla navštívena zatím pouze sondami Mariner 10 v 70. letech a v prvním desetiletí 21. století sondou MESSENGER. Mariner 10 prolétl kolem planety celkem třikrát, načež odeslal na Zemi přes 2700 snímků, které pokryly povrch pouze z 45 %. Povrch planety je k roku 2009 zmapován tedy pouze z menší části. Snímky ukázaly svět podobný Měsíci s velice starou kůrou pokrytou značným množstvím impaktních kráterů od velikosti několika stovek metrů až 1300 kilometrů. U Merkuru nebyl identifikován žádný geologický proces, který by mohl omlazovat krátery jako např. desková tektonika na Zemi či lávové výlevy na povrchu Měsíce, a tak se zde nachází mnoho kráterů v různém stupni eroze. Na povrchu se nacházejí i hory, které jeví značné známky rozrušení impakty jiných těles. Horstva jsou menšinovým činitelem, většinu povrchu nejspíše zabírají lávové planiny dvojího typu: mezikráterové planiny a hladké planiny. Rozdíl mezi nimi je v četnosti kráterů, které se na nich nacházejí. Předpokládá se, že hladké planiny jsou mladší.

Oproti povrchu Měsíce či Marsu chyběly doklady sopečné aktivity na povrchu planety až do roku 2008, kdy sonda MESSENGER objevila sopky na povrchu. Předpokládá se, že během kontrakce obvodu Merkuru se mohla planeta zmenšit až o 0,1 %, což se projevilo masivním zvrásněním kůry a jejím popraskáním. Vznikly tak útesové zlomy vysoké několik kilometrů a dlouhé až stovky kilometrů. Je pravděpodobné, že se díky chladnutí planety za posledních 3,8 miliardy let zmenšil průměr o 14 km na nynějších 4879 km. Od roku 2008 se pak povedlo na povrchu Merkuru identifikovat jak projevy efuzivního vulkanismu v podobě lávových proudů, tak i projevy explozivního vulkanismu v podobě uloženin pyroklastického materiálu. Odhaduje se, že efuzivní vulkanismus byl aktivní převážně před ~4,1 až 3,55 miliardami let, kdežto explozivní se odehrával od 3,9 až 1 miliardami let.