Czas na Ziemi jest uważany za oczywistość. Ludzie nie zdają sobie sprawy, że odstęp czasu mierzony jest względny. Na przykład dni i lata są mierzone na podstawie czynników fizycznych: brana jest pod uwagę odległość planety od Słońca. Jeden rok to czas, w jakim planeta okrąża Słońce, a jeden dzień to czas, jakiego potrzebuje planeta, aby całkowicie obrócić się wokół własnej osi. Tę samą zasadę stosuje się do obliczania czasu dla innych ciała niebieskie ach układ słoneczny. Wiele osób interesuje się tym, jak długi jest dzień na Marsie, Wenus i innych planetach?
Na naszej planecie doba trwa 24 godziny. Dokładnie tyle godzin zajmuje Ziemi obrót wokół własnej osi. Długość dnia na Marsie i innych planetach jest różna: w niektórych miejscach jest krótka, a w innych bardzo długa.
Definicja czasu
Aby dowiedzieć się, jak długi jest dzień na Marsie, możesz użyć dni słonecznych lub gwiazdowych. Ostatnia opcja pomiaru reprezentuje okres, w którym planeta wykonuje jeden obrót wokół własnej osi. Dzień mierzy czas, po jakim gwiazdy na niebie znajdą się w tej samej pozycji, od której rozpoczęło się odliczanie. Star Trek Earth trwa 23 godziny i prawie 57 minut.
Dzień słoneczny to jednostka czasu, w której planeta obraca się wokół własnej osi względem światła słonecznego. Zasada pomiaru tego układu jest taka sama, jak przy pomiarze dnia gwiazdowego, za punkt odniesienia służy jedynie Słońce. Dni gwiazdowe i słoneczne mogą się różnić.
Jak długi jest dzień na Marsie według układu gwiazdowego i słonecznego? Dzień gwiazdowy na czerwonej planecie trwa 24 i pół godziny. Doba słoneczna trwa nieco dłużej – 24 godziny i 40 minut. Dzień na Marsie jest o 2,7% dłuższy niż na Ziemi.
Wysyłając pojazdy na eksplorację Marsa, brany jest pod uwagę czas spędzony na nim. Urządzenia mają specjalny wbudowany zegar, który odbiega od zegara ziemskiego o 2,7%. Wiedza o tym, jak długi jest dzień na Marsie, pozwala naukowcom tworzyć specjalne łaziki zsynchronizowane z dniem marsjańskim. Stosowanie specjalnych zegarów jest ważne dla nauki, ponieważ łaziki marsjańskie zasilane są panelami słonecznymi. W ramach eksperymentu opracowano dla Marsa zegar, który uwzględniał dzień słoneczny, ale nie można było go zastosować.
Za główny południk na Marsie uważa się ten, który przechodzi przez krater zwany Airy. Jednak czerwona planeta nie ma stref czasowych takich jak Ziemia.
Czas marsjański
Wiedząc, ile godzin ma dzień na Marsie, możesz obliczyć długość roku. Cykl sezonowy jest podobny do cyklu ziemskiego: Mars ma takie samo nachylenie jak Ziemia (25,19°) w stosunku do własnej płaszczyzny orbity. Odległość od Słońca do czerwonej planety waha się w różnych okresach od 206 do 249 milionów kilometrów.
Odczyty temperatury różnią się od naszych:
- średnia temperatura -46°C;
- w okresie oddalania się od Słońca temperatura wynosi około -143 ° C;
- latem - -35°C.
Woda na Marsie
Naukowcy dokonali ciekawego odkrycia w 2008 roku. Łazik marsjański odkrył lód wodny na biegunach planety. Przed tym odkryciem uważano, że na powierzchni istnieje wyłącznie lód z dwutlenku węgla. Jeszcze później okazało się, że na Czerwonej Planecie opady występują w postaci śniegu, a w pobliżu bieguna południowego spada śnieg z dwutlenkiem węgla.
Przez cały rok na Marsie obserwuje się burze rozciągające się na setki tysięcy kilometrów. Utrudniają śledzenie tego, co dzieje się na powierzchni.
Rok na Marsie
Czerwona planeta okrąża Słońce w ciągu 686 ziemskich dni, poruszając się z prędkością 24 tysięcy kilometrów na sekundę. Opracowano cały system oznaczania lat marsjańskich.
Badając pytanie, jak długi jest dzień na Marsie w godzinach, ludzkość stworzyła ich wiele sensacyjne odkrycia. Pokazują, że czerwona planeta jest blisko Ziemi.
Długość roku na Merkurym
Merkury to planeta najbliższa Słońcu. Obraca się wokół własnej osi w ciągu 58 ziemskich dni, czyli jeden dzień na Merkurym to 58 ziemskich dni. A aby okrążyć Słońce, planeta potrzebuje tylko 88 ziemskich dni. To niesamowite odkrycie pokazuje, że na tej planecie rok trwa prawie trzy ziemskie miesiące, a podczas gdy nasza planeta okrąża Słońce, Merkury wykonuje ponad cztery obroty. Jak długi jest dzień na Marsie i innych planetach w porównaniu z czasem na Merkurym? To zaskakujące, ale w ciągu zaledwie półtora marsjańskiego dnia na Merkurym mija cały rok.
Czas na Wenus
Czas na Wenus jest niezwykły. Jeden dzień na tej planecie trwa 243 ziemskie dni, a rok na tej planecie trwa 224 ziemskie dni. Wydaje się to dziwne, ale taka jest tajemnicza Wenus.
Czas na Jowiszu
Jowisz jest naszą największą planetą Układ Słoneczny. Sądząc po jego wielkości, wiele osób uważa, że dzień wytrzymuje na nim długo, jednak tak nie jest. Jego czas trwania wynosi 9 godzin 55 minut – to mniej niż połowa długości naszego ziemskiego dnia. Gazowy olbrzym szybko obraca się wokół własnej osi. Nawiasem mówiąc, z tego powodu na planecie szaleją ciągłe huragany i silne burze.
Czas na Saturnie
Dzień na Saturnie trwa mniej więcej tyle samo, co na Jowiszu – 10 godzin i 33 minuty. Ale rok trwa około 29 345 lat ziemskich.
Czas na Uranie
Uran jest niezwykła planeta, a określenie, jak długo będzie na nim trwać dzień, nie jest takie proste. Dzień gwiazdowy na planecie trwa 17 godzin i 14 minut. Jednakże olbrzym ma silne nachylenie osi, co powoduje, że okrąża Słońce niemal na boku. Z tego powodu na jednym biegunie lato będzie trwało 42 ziemskie lata, zaś na drugim biegunie będzie w tym czasie panować noc. Kiedy planeta się obraca, drugi biegun będzie oświetlony przez 42 lata. Naukowcy doszli do wniosku, że dzień na planecie trwa 84 ziemskie lata: jeden rok uranowy trwa prawie jeden dzień uranowy.
Czas na innych planetach
Badając kwestię, jak długo trwa dzień i rok na Marsie i innych planetach, naukowcy odkryli wyjątkowe egzoplanety, w których rok trwa zaledwie 8,5 ziemskiej godziny. Ta planeta nazywa się Kepler 78b. Odkryto także inną planetę, KOI 1843.03, która charakteryzuje się krótszym okresem rotacji wokół słońca – zaledwie 4,25 godziny ziemskiej. Każdego dnia człowiek stawałby się o trzy lata starszy, gdyby nie żył na Ziemi, ale na jednej z tych planet. Gdyby ludzie potrafili dostosować się do roku planetarnego, najlepiej byłoby udać się na Plutona. Rok na tym karle wynosi 248,59 lat ziemskich.
>> Dzień na Merkurym
- pierwsza planeta Układu Słonecznego. Opis wpływu orbity, rotacji i odległości od Słońca, dzień Merkurego ze zdjęciem planety.
Rtęć- przykład planety w Układzie Słonecznym, która uwielbia popadać w skrajności. To najbliższa nam planeta, która zmuszona jest doświadczać silnych wahań temperatury. Co więcej, podczas gdy oświetlona strona cierpi z powodu ciepła, ciemna strona zamarza do krytycznego poziomu. Nic więc dziwnego, że dzień Merkurego nie mieści się w standardach.
Jak długi jest dzień na Merkurym?
Sytuacja z dobowym cyklem Merkurego wydaje się dziwna. Rok trwa 88 dni, ale powolna rotacja podwaja dzień! Gdybyś był na powierzchni, obserwowałbyś wschody i zachody słońca aż przez 176 dni!
Odległość i okres orbitalny
Jest nie tylko pierwszą planetą od Słońca, ale także właścicielem najbardziej ekscentrycznej orbity. Jeżeli średnia odległość wynosi ponad 57 909 050 km, to w peryhelium zbliża się do 46 milionów km, a w aphelium oddala się o 70 milionów km.
Ze względu na swoją bliskość planeta ma najszybszy okres orbitalny, zmienny w zależności od jej pozycji na orbicie. Na krótkim dystansie porusza się najszybciej, na dystansie zwalnia. Średnia prędkość orbitalna wynosi 47322 km/s.
Naukowcy sądzili, że Merkury powtarza sytuację ziemskiego Księżyca i zawsze jest zwrócony jedną stroną do Słońca. Jednak pomiary radarowe przeprowadzone w 1965 roku wykazały, że obrót osiowy był znacznie wolniejszy.
Gwiazdowe i słoneczne dni
Wiemy teraz, że rezonans obrotu osiowego i orbitalnego wynosi 3:2. Oznacza to, że na 2 orbity przypadają 3 obroty. Przy prędkości 10 892 km/h jeden obrót wokół osi zajmuje 58 646 dni.
Ale bądźmy bardziej precyzyjni. Duża prędkość orbitalna i powolna rotacja gwiazdowa sprawiają, że tak jest dzień na Merkurym trwa 176 dni. Wtedy stosunek wynosi 1:2. Jedynie regiony polarne nie podlegają tej regule. Na przykład krater na północnej czapie polarnej jest zawsze w cieniu. Temperatura jest tam niska, co pozwala oszczędzać zapasy lodu.
W listopadzie 2012 r. założenia potwierdziły się, gdy MESSENGER użył spektrometru i przyjrzał się lodem i cząsteczkom organicznym.
Tak, dodaj do wszystkich osobliwości fakt, że dzień na Merkurym trwa całe 2 lata.
Merkury jest pierwszą planetą Układu Słonecznego. Nie tak dawno temu zajmowała prawie ostatnie miejsce wśród wszystkich 9 planet pod względem wielkości. Ale jak wiemy, pod Księżycem nic nie trwa wiecznie. W 2006 roku Pluton utracił status planety ze względu na swoje zbyt duże rozmiary. Zaczęto ją nazywać planetą karłowatą. Zatem Merkury znajduje się obecnie na końcu szeregu ciał kosmicznych, które zataczają niezliczone kręgi wokół Słońca. Ale tu chodzi o rozmiary. W stosunku do Słońca planeta jest najbliższa - 57,91 mln km. Jest to wartość średnia. Merkury obraca się po nadmiernie wydłużonej orbicie, której długość wynosi 360 milionów km. Dlatego czasem jest dalej od Słońca, czasem wręcz przeciwnie, bliżej niego. W peryhelium (punkt jej orbity położony najbliżej Słońca) planeta zbliża się do płonącej gwiazdy na odległości 45,9 miliona km. A w aphelium (najdalszym punkcie orbity) odległość do Słońca wzrasta i wynosi 69,82 miliona km.
Jeśli chodzi o Ziemię, skala jest nieco inna. Merkury od czasu do czasu zbliża się do nas na odległość aż 82 mln km lub oddala się na odległość 217 mln km. Najmniejsza liczba wcale nie oznacza, że planetę można dokładnie i długo badać przez teleskop. Merkury odchyla się od Słońca w odległości kątowej 28 stopni. Wynika z tego, że planetę tę można obserwować z Ziemi tuż przed świtem lub po zachodzie słońca. Widać go niemal na linii horyzontu. Można też zobaczyć nie całe ciało, ale tylko jego połowę. Merkury pędzi po orbicie z prędkością 48 km na sekundę. Planeta dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w ciągu 88 ziemskich dni. Wartość pokazująca, jak różna jest orbita od koła, wynosi 0,205. Odległość między płaszczyzną orbity a płaszczyzną równika wynosi 3 stopnie. Sugeruje to, że planeta charakteryzuje się niewielkimi zmianami sezonowymi. Merkury jest planetą ziemską. Dotyczy to również Marsa, Ziemi i Wenus. Wszystkie mają bardzo dużą gęstość. Średnica planety wynosi 4880 km. Szkoda, że nawet niektóre satelity planet przekroczyły tę granicę tutaj. Średnica największego satelity, Ganimedesa, krążącego wokół Jowisza, wynosi 5262 km. Tytan, satelita Saturna, ma równie imponujący wygląd. Jego średnica wynosi 5150 km. Średnica Callisto (satelity Jowisza) wynosi 4820 km. Księżyc jest najpopularniejszym satelitą Układu Słonecznego. Jego średnica wynosi 3474 km.
Ziemia i Merkury
Okazuje się, że Merkury nie jest taki nieprzedstawialny i nijaki. Wszystkiego można się nauczyć przez porównanie. Mała planeta jest znacznie mniejsza od Ziemi. W porównaniu z naszą planetą to małe kosmiczne ciało wygląda jak kruche stworzenie. Jego masa jest 18 razy mniejsza niż masa Ziemi, a objętość 17,8 razy. Powierzchnia Merkurego jest 6,8 razy gorsza od powierzchni Ziemi.
Cechy orbity Merkurego
Jak wspomniano powyżej, planeta dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w ciągu 88 dni. Obraca się wokół własnej osi w ciągu 59 ziemskich dni. Średnia prędkość wynosi 48 km na sekundę. W niektórych częściach swojej orbity Merkury porusza się wolniej, w innych szybciej. Jego maksymalna prędkość na peryhelium wynosi 59 km na sekundę. Planeta stara się jak najszybciej minąć część najbliższą Słońcu. W aphelium prędkość Merkurego wynosi 39 km na sekundę. Oddziaływanie prędkości wokół osi i prędkości na orbicie daje szkodliwy efekt. Przez 59 dni dowolna część planety znajduje się w tej samej pozycji co rozgwieżdżone niebo. Ta część powraca do Słońca po 2 latach Merkurego lub 176 dniach. Z tego okazuje się, że dzień słoneczny na planecie wynosi 176 dni. Obserwuje się to na peryhelium interesujący fakt. Tutaj prędkość obrotu wzdłuż orbity staje się większa niż ruch wokół osi. W ten sposób powstaje efekt Jozuego (przywódcy Żydów, który zatrzymał Słońce) na długościach geograficznych zwróconych w stronę światła.
Wschód słońca na planecie
Słońce zatrzymuje się, a następnie zaczyna poruszać się w przeciwnym kierunku. Oprawa kieruje się na wschód, całkowicie ignorując jej przeznaczony kierunek zachodni. Trwa to przez 7 dni, aż Merkury przejdzie najbliższą Słońcu część swojej orbity. Następnie jego prędkość orbitalna zaczyna spadać, a ruch Słońca zwalnia. W miejscu, w którym prędkości się pokrywają, oprawa zatrzymuje się. Mija trochę czasu i zaczyna poruszać się w przeciwnym kierunku - ze wschodu na zachód. Jeśli chodzi o długości geograficzne, obraz jest jeszcze bardziej zaskakujący. Gdyby ludzie tu mieszkali, oglądaliby dwa zachody słońca i dwa wschody słońca. Początkowo Słońce wschodziło, zgodnie z oczekiwaniami, na wschodzie. Za chwilę by się zatrzymało. Potem zaczął się cofać i znikać za horyzontem. Po 7 dniach znów zaświeci na wschodzie i dotrze do celu najwyższy punkt na niebie. Tak uderzające cechy orbity planety stały się znane w latach 60. Wcześniej naukowcy uważali, że jest ona zawsze zwrócona jedną stroną w stronę Słońca i porusza się wokół własnej osi z taką samą prędkością, jak wokół żółtej gwiazdy.
Struktura Merkurego
Do pierwszej połowy lat 70. ludzie niewiele wiedzieli o jego budowie. W marcu 1974 r. Stacja międzyplanetarna Mariner 10 przeleciała 703 km od planety. Powtórzyła swój manewr we wrześniu tego samego roku. Teraz jego odległość do Merkurego wynosiła 48 tysięcy km. A w 1975 r. stacja wykonała kolejną orbitę w odległości 327 km. Warto zauważyć, że sprzęt wykrył pole magnetyczne. Nie była to potężna formacja, ale w porównaniu z Wenus wyglądała dość znacząco. Pole magnetyczne Merkurego jest 100 razy słabsze niż ziemskie. Jego oś magnetyczna nie pokrywa się z osią obrotu o 2 stopnie. Obecność takiej formacji potwierdza, że obiekt ten posiada rdzeń, w którym właśnie to pole powstaje. Obecnie istnieje taki schemat budowy planety - Merkury ma gorący rdzeń żelazowo-niklowy i otaczającą go powłokę krzemianową. Temperatura rdzenia wynosi 730 stopni. Duży rdzeń. Zawiera 70% masy całej planety. Średnica rdzenia wynosi 3600 km. Grubość warstwy krzemianów mieści się w granicach 650 km.
Powierzchnia planety
Planeta jest usiana kraterami. W niektórych miejscach występują bardzo gęsto, w innych jest ich bardzo mało. Największy krater to Beethoven, jego średnica wynosi 625 km. Naukowcy sugerują, że płaski teren jest młodszy niż ten usiany wieloma kraterami. Powstał w wyniku emisji lawy, która pokryła wszystkie kratery i sprawiła, że powierzchnia była płaska. Oto największa formacja, zwana Równiną Ciepła. To starożytny krater o średnicy 1300 km. Otoczone jest pierścieniem górskim. Uważa się, że erupcje lawy zalały to miejsce i sprawiły, że było ono prawie niewidoczne. Naprzeciw tej równiny znajduje się wiele wzgórz, które mogą osiągnąć wysokość 2 km. Niziny są wąskie. Najwyraźniej duża asteroida, która spadła na Merkurego, spowodowała zmiany w jego wnętrzu. W jednym miejscu pozostało duże wgłębienie, a z drugiej strony skorupa podniosła się i w ten sposób powstały przemieszczenia i uskoki skał. Coś podobnego można zaobserwować w innych miejscach na planecie. Formacje te mają już inną historię geologiczną. Ich kształt przypomina klin. Szerokość sięga kilkudziesięciu kilometrów. Wygląda na to, że jest to skała wyciśnięta pod ogromnym ciśnieniem z głębokich wnętrzności.
Istnieje teoria, że te kreacje powstały, gdy spadły warunki temperaturowe planety. Rdzeń zaczął się ochładzać i jednocześnie kurczyć. W ten sposób górna warstwa również zaczęła się zmniejszać. Wywołano przesunięcia kory mózgowej. Tak powstał ten osobliwy krajobraz planety. Teraz reżimy temperaturowe Merkurego mają również pewne cechy szczególne. Biorąc pod uwagę fakt, że planeta znajduje się blisko Słońca, wniosek jest następujący: powierzchnia zwrócona w stronę żółtej gwiazdy ma zbyt wysoką temperaturę. Jego maksimum może wynosić 430 stopni (w peryhelium). W aphelium jest odpowiednio chłodniej – 290 stopni. W pozostałych częściach orbity temperatura oscyluje w granicach 320-340 stopni. Łatwo się domyślić, że w nocy sytuacja tutaj jest zupełnie inna. W tej chwili temperatura utrzymuje się na poziomie minus 180. Okazuje się, że w jednej części planety panuje straszny upał, a w drugiej jednocześnie straszliwe zimno. Nieoczekiwany faktże planeta posiada rezerwy lodu wodnego. Występuje na dnie dużych kraterów w punktach polarnych. Promienie słoneczne tu nie przenikają. Atmosfera Merkurego zawiera 3,5% wody. Komety dostarczają go na planetę. Niektóre zderzają się z Merkurym podczas zbliżania się do Słońca i pozostają tu na zawsze. Lód topi się, tworząc wodę, która odparowuje do atmosfery. W niskich temperaturach osadza się na powierzchni i ponownie zamienia się w lód. Jeśli trafi na dno krateru lub na biegun, zamarza i nie powraca do stanu gazowego. Ponieważ obserwuje się tutaj różnice temperatur, wniosek jest następujący: ciało kosmiczne nie ma atmosfery. Dokładniej, istnieje poduszka gazowa, ale jest ona zbyt rozrzedzona. Głównym pierwiastkiem chemicznym w atmosferze tej planety jest hel. Przynosi go tutaj wiatr słoneczny, strumień plazmy wypływający z korony słonecznej. Jego głównymi składnikami są wodór i hel. Pierwszy występuje w atmosferze, ale w mniejszej proporcji.
Badania
Chociaż Merkury nie znajduje się w dużej odległości od Ziemi, jego badanie jest dość trudne. Wynika to ze specyfiki orbity. Planetę tę bardzo trudno dostrzec na niebie. Tylko obserwując ją z bliska można uzyskać pełny obraz planety. W 1974 roku pojawiła się taka szansa. Jak już wspomniano, w tym roku stacja międzyplanetarna Mariner 10 znalazła się niedaleko planety. Zrobiła zdjęcia i wykorzystała je do sporządzenia mapy prawie połowy powierzchni Merkurego. W 2008 roku stacja Messenger zwróciła uwagę na planetę. Oczywiście planeta będzie nadal badana. Zobaczymy jakie niespodzianki nam sprawi. W końcu kosmos jest tak nieprzewidywalny, a jego mieszkańcy są tajemniczy i tajemniczy.
Fakty, które warto poznać na temat planety Merkury:
Jest najmniejszą planetą w Układzie Słonecznym.
Dzień tutaj ma 59 dni, a rok 88.
Merkury to planeta najbliższa Słońcu. Odległość – 58 milionów km.
To skalista planeta należąca do grupy ziemskiej. Merkury ma mocno pokrytą kraterami, nierówną powierzchnię.
Merkury nie ma satelitów.
Egzosfera planety składa się z sodu, tlenu, helu, potasu i wodoru.
Wokół Merkurego nie ma pierścienia.
Nie ma dowodów na istnienie życia na planecie. Temperatury w ciągu dnia osiągają 430 stopni i spadają do minus 180.
Z punktu znajdującego się najbliżej żółtej gwiazdy na powierzchni planety Słońce wydaje się 3 razy większe niż z Ziemi.
Merkury to planeta znajdująca się najbliżej Słońca w Układzie Słonecznym, krążąca wokół Słońca w ciągu 88 ziemskich dni. Czas trwania jednego dnia gwiezdnego na Merkurym wynosi 58,65 dni ziemskich, a dzień słoneczny 176 dni ziemskich. Nazwa planety pochodzi od starożytnego rzymskiego boga handlu Merkurego, odpowiednika greckiego Hermesa i babilońskiego Nabu.
Merkury jest planetą wewnętrzną, ponieważ jego orbita leży w obrębie orbity Ziemi. Po pozbawieniu Plutona statusu planety w 2006 roku Merkury uzyskał tytuł najmniejszej planety Układu Słonecznego. Pozorna jasność Merkurego waha się od 1,9 do 5,5 mag, ale nie jest łatwo widoczna ze względu na małą odległość kątową od Słońca (maksymalnie 28,3°). Stosunkowo niewiele wiadomo jeszcze o planecie. Dopiero w 2009 roku naukowcy opracowali pierwszy pełna mapa Merkury, wykorzystując zdjęcia z Marinera 10 i Messengera. Nie wykryto obecności jakichkolwiek naturalnych satelitów na planecie.
Merkury jest najmniejszą planetą ziemską. Jego promień wynosi zaledwie 2439,7 ± 1,0 km, czyli mniej niż promień księżyca Jowisza Ganimedesa i księżyca Saturna Tytana. Masa planety wynosi 3,3·1023 kg. Średnia gęstość Merkurego jest dość wysoka – 5,43 g/cm3, czyli tylko nieznacznie mniej niż gęstość Ziemi. Biorąc pod uwagę, że Ziemia jest większa, wartość gęstości Merkurego wskazuje na zwiększoną zawartość metali w jej głębinach. Przyspieszenie grawitacyjne na Merkurym wynosi 3,70 m/s. Druga prędkość ucieczki wynosi 4,25 km/s. Pomimo mniejszego promienia Merkury nadal przewyższa masą satelity gigantycznych planet, takich jak Ganimedes i Tytan.
Astronomiczny symbol Merkurego to stylizowany wizerunek skrzydlatego hełmu boga Merkurego z jego kaduceuszem.
Ruch planety
Merkury porusza się wokół Słońca po dość wydłużonej orbicie eliptycznej (mimośród 0,205) w średniej odległości 57,91 mln km (0,387 AU). W peryhelium Merkury znajduje się 45,9 miliona km od Słońca (0,3 AU), w aphelium - 69,7 miliona km (0,46 AU). W peryhelium Merkury jest ponad półtora razy bliżej Słońca niż w aphelium. Nachylenie orbity do płaszczyzny ekliptyki wynosi 7°. Merkury spędza 87,97 ziemskich dni podczas jednego obrotu orbitalnego. Średnia prędkość orbity planety wynosi 48 km/s. Odległość Merkurego od Ziemi waha się od 82 do 217 milionów km.
Przez długi czas wierzono, że Merkury stale zwrócony jest w stronę Słońca tą samą stroną, a jeden obrót wokół własnej osi zajmuje tyle samo 87,97 ziemskich dni. Obserwacje szczegółów na powierzchni Merkurego nie zaprzeczyły temu. To błędne przekonanie wynikało z faktu, że najkorzystniejsze warunki do obserwacji Merkurego powtarzają się po okresie w przybliżeniu równym sześciokrotności okresu rotacji Merkurego (352 dni), dlatego obserwowano w przybliżeniu ten sam odcinek powierzchni planety w różnym czasie. Prawda wyszła na jaw dopiero w połowie lat 60. XX wieku, kiedy na Merkurym przeprowadzono badania radarowe.
Okazało się, że dzień gwiazdowy Merkurego wynosi 58,65 dni ziemskich, czyli 2/3 roku Merkurego. Taka współmierność okresów obrotu wokół osi i obrotu Merkurego wokół Słońca jest zjawiskiem unikalnym dla Układu Słonecznego. Można to prawdopodobnie wytłumaczyć faktem, że działanie pływowe Słońca odebrało moment pędu i opóźniło rotację, która początkowo była szybsza, aż do momentu, gdy oba okresy zostały powiązane stosunkiem całkowitym. W rezultacie w ciągu jednego roku Merkurego Merkury może obrócić się wokół własnej osi o półtora obrotu. Oznacza to, że jeśli w momencie przejścia Merkurego przez peryhelium, pewien punkt na jego powierzchni będzie zwrócony dokładnie w stronę Słońca, to przy następnym przejściu przez peryhelium dokładnie przeciwny punkt na powierzchni będzie zwrócony w stronę Słońca, a po kolejnym roku Merkurego, Słońce ponownie powróci do zenitu powyżej pierwszego punktu. W rezultacie dzień słoneczny na Merkurym trwa dwa lata rtęciowe lub trzy dni gwiazdowe na Merkurym.
W wyniku tego ruchu planety można na niej wyróżnić „gorące długości geograficzne” - dwa przeciwne południki, które naprzemiennie zwrócone są w stronę Słońca podczas przejścia Merkurego przez peryhelium i które z tego powodu są szczególnie gorące nawet jak na standardy Merkurego.
Na Merkurym nie ma pór roku jak na Ziemi. Dzieje się tak, ponieważ oś obrotu planety jest prostopadła do płaszczyzny orbity. W rezultacie w pobliżu biegunów znajdują się obszary, do których promienie słoneczne nigdy nie docierają. Badania przeprowadzone przez radioteleskop Arecibo sugerują, że w tej lodowatej i ciemnej strefie znajdują się lodowce. Warstwa lodowcowa może osiągnąć 2 m i jest pokryta warstwą pyłu.
Połączenie ruchów planet powoduje powstanie kolejnego wyjątkowego zjawiska. Prędkość obrotu planety wokół własnej osi jest praktycznie stała, natomiast prędkość ruchu orbitalnego stale się zmienia. W obszarze orbitalnym w pobliżu peryhelium przez około 8 dni prędkość kątowa ruchu orbitalnego przekracza prędkość kątową ruchu obrotowego. W rezultacie Słońce zatrzymuje się na niebie Merkurego i zaczyna poruszać się w przeciwnym kierunku - z zachodu na wschód. Efekt ten nazywany jest czasami efektem Jozuego, nazwany na cześć głównego bohatera biblijnej Księgi Jozuego, który zatrzymał ruch Słońca (Jozuego 10:12-13). Dla obserwatora znajdującego się na długości geograficznej oddalonej o 90° od „gorących długości geograficznych” Słońce wschodzi (lub zachodzi) dwukrotnie.
Interesujące jest również to, że chociaż najbliższe orbity Ziemi to Mars i Wenus, Merkury jest często planetą najbliższą Ziemi (ponieważ pozostałe oddalają się bardziej, nie będąc tak „przywiązanym” do Słońca).
Anomalna precesja orbitalna
Merkury znajduje się blisko Słońca, zatem skutki ogólnej teorii względności przejawiają się w jego ruchu w największym stopniu spośród wszystkich planet Układu Słonecznego. Już w 1859 roku francuski matematyk i astronom Urbain Le Verrier doniósł, że ma miejsce powolna precesja orbity Merkurego, której nie można w pełni wyjaśnić na podstawie obliczeń wpływu. słynne planety według mechaniki Newtona. Precesja peryhelium Merkurego wynosi 5600 sekund łukowych na stulecie. Obliczenie wpływu wszystkich innych ciał niebieskich na Merkurego zgodnie z mechaniką Newtona daje precesję wynoszącą 5557 sekund łukowych na stulecie. Próbując wyjaśnić zaobserwowany efekt, zasugerował, że istnieje inna planeta (a może pas małych asteroid), której orbita znajduje się bliżej Słońca niż Merkury i która wywiera zakłócający wpływ (inne wyjaśnienia uznają za nieuwzględnioną kompresję polarną słońce). Dzięki wcześniej osiągniętym sukcesom w poszukiwaniu Neptuna, biorąc pod uwagę jego wpływ na orbitę Urana, hipoteza ta stała się popularna, a pożądana hipotetyczna planeta otrzymała nawet nazwę Wulkan. Jednak tej planety nigdy nie odkryto.
Ponieważ żadne z tych wyjaśnień nie przetrwało próby obserwacji, niektórzy fizycy zaczęli stawiać bardziej radykalne hipotezy, że konieczna jest zmiana samego prawa grawitacji, na przykład zmiana w nim wykładnika lub dodanie do potencjału zależnych od niego terminów na prędkość ciał. Jednak większość tych prób okazała się kontrowersyjna. Na początku XX wieku ogólna teoria teoria względności dostarczyła wyjaśnienia obserwowanej precesji. Efekt jest bardzo mały: relatywistyczny „dodatek” wynosi tylko 42,98 sekundy łukowej na stulecie, co stanowi 1/130 (0,77%) całkowitego tempa precesji, więc peryhelium wymagałoby co najmniej 12 milionów obrotów Merkurego wokół Słońca powrócić do przewidywanej pozycji teoria klasyczna. Podobne, choć mniejsze przemieszczenie występuje w przypadku innych planet - 8,62 sekundy łukowej na stulecie dla Wenus, 3,84 dla Ziemi, 1,35 dla Marsa, a także asteroid - 10,05 dla Ikara.
Hipotezy dotyczące powstania Merkurego
Od XIX wieku istnieje naukowa hipoteza, że Merkury był w przeszłości satelitą planety Wenus, która następnie została przez nią „utracona”. W 1976 r. Tom van Flandern (angielski) Rosjanin. i K.R. Harringtona na podstawie obliczeń matematycznych wykazano, że hipoteza ta dobrze wyjaśnia duże odchylenia (mimośrodowość) orbity Merkurego, jej rezonansowy charakter obrotu wokół Słońca oraz utratę pędu zarówno Merkurego, jak i Wenus (ten ostatni również - nabycie rotacji przeciwnej do głównej w Układzie Słonecznym).
Obecnie hipotezy tej nie potwierdzają dane obserwacyjne i informacje ze stacji automatycznych na planecie. Obecność masywnego żelaznego rdzenia z dużą ilością siarki, której procent jest większy niż w składzie jakiejkolwiek innej planety Układu Słonecznego, wskazuje na to cechy struktury geologicznej i fizyczno-chemicznej powierzchni Merkurego planeta powstała w mgławicy słonecznej niezależnie od innych planet, czyli Merkury zawsze był niezależną planetą.
Obecnie istnieje kilka wersji wyjaśniających pochodzenie ogromnego jądra, z których najpopularniejsza mówi, że początkowo Merkury miał stosunek masy metali do masy krzemianów podobny do tego, jaki występuje w najpowszechniejszych meteorytach - chondrytach, skład co jest ogólnie typowe dla ciał stałych Układu Słonecznego i planet wewnętrznych, a masa planety w czasach starożytnych była w przybliżeniu 2,25 razy większa od masy obecnej. W historii wczesnego Układu Słonecznego Merkury mógł doświadczyć zderzenia z planetozymalem o masie około 1/6 jego własnej masy przy prędkości ~20 km/s. Większość skorupy i górnej warstwy płaszcza została wydmuchana w przestrzeń kosmiczną, która rozdrobniona na gorący pył została rozrzucona w przestrzeni międzyplanetarnej. Ale rdzeń planety, składający się z cięższych pierwiastków, został zachowany.
Według innej hipotezy Merkury powstał w wewnętrznej części dysku protoplanetarnego, który był już skrajnie zubożony w lekkie pierwiastki, które zostały wyrzucone przez Słońce w zewnętrzne rejony Układu Słonecznego.
Powierzchnia
Według ich własnych Charakterystyka fizyczna Merkury przypomina Księżyc. Planeta nie ma naturalnych satelitów, ale ma bardzo cienką atmosferę. Planeta ma duże żelazne jądro, które jest źródłem całkowitego pola magnetycznego wynoszącego 0,01 pola magnetycznego Ziemi. Jądro Merkurego stanowi 83% całkowitej objętości planety. Temperatura na powierzchni Merkurego waha się od 90 do 700 K (od +80 do +430°C). Strona słoneczna nagrzewa się znacznie bardziej niż obszary polarne i druga strona planety.
Powierzchnia Merkurego również pod wieloma względami przypomina Księżyc – jest pokryta licznymi kraterami. Gęstość kraterów jest różna w różnych obszarach. Zakłada się, że obszary z kraterami o większej gęstości są starsze, a obszary o mniejszej gęstości są młodsze i powstały, gdy stara powierzchnia została zalana lawą. Jednocześnie duże kratery są mniej powszechne na Merkurym niż na Księżycu. Największy krater na Merkurym nosi imię wielkiego Malarz holenderski Rembrandta, jego średnica wynosi 716 km. Podobieństwo jest jednak niepełne – na Merkurym widoczne są formacje, których nie można znaleźć na Księżycu. Ważną różnicą między górzystymi krajobrazami Merkurego i Księżyca jest obecność na Merkurym licznych postrzępionych zboczy, rozciągających się na setki kilometrów, zwanych skarpami. Badanie ich struktury wykazało, że powstały one podczas kompresji towarzyszącej ochłodzeniu planety, w wyniku czego powierzchnia Merkurego zmniejszyła się o 1%. Obecność dobrze zachowanych dużych kraterów na powierzchni Merkurego sugeruje, że w ciągu ostatnich 3-4 miliardów lat nie doszło do ruchu odcinków skorupy na dużą skalę i nie doszło do erozji powierzchni, co prawie całkowicie wyklucza; możliwość istnienia jakiejkolwiek znaczącej atmosfery.
Podczas badań przeprowadzonych za pomocą sondy Messenger sfotografowano ponad 80% powierzchni Merkurego i stwierdzono, że jest ona jednorodna. Pod tym względem Merkury nie jest podobny do Księżyca czy Marsa, gdzie jedna półkula znacznie różni się od drugiej.
Pierwsze dane z badań składu pierwiastkowego powierzchni za pomocą spektrometru fluorescencji rentgenowskiej statku kosmicznego Messenger wykazały, że jest ona uboga w aluminium i wapń w porównaniu ze skaleniem plagioklazowym charakterystycznym dla kontynentalnych obszarów Księżyca. Jednocześnie powierzchnia Merkurego jest stosunkowo uboga w tytan i żelazo oraz bogata w magnez, zajmując pozycję pośrednią pomiędzy typowymi bazaltami a skałami ultramaficznymi, takimi jak ziemskie komatyity. Stwierdzono również, że siarka występuje w stosunkowo dużych ilościach, co sugeruje pogarszające się warunki powstawania planet.
Kratery
Kratery na Merkurym mają różną wielkość, od małych zagłębień w kształcie misy po wielopierścieniowe kratery uderzeniowe o średnicy setek kilometrów. Są w różnych stadiach zniszczenia. Istnieją stosunkowo dobrze zachowane kratery z długimi promieniami wokół nich, które powstały w wyniku wyrzucenia materiału w momencie uderzenia. Istnieją również mocno zniszczone pozostałości kraterów. Kratery rtęciowe różnią się od kraterów księżycowych tym, że obszar ich osłony przed wyrzuceniem materii po uderzeniu jest mniejszy ze względu na większą grawitację na Merkurym.
Jedną z najbardziej zauważalnych cech powierzchni Merkurego jest Równina Ciepła (łac. Caloris Planitia). Ta płaskorzeźba otrzymała tę nazwę, ponieważ znajduje się w pobliżu jednej z „gorących długości geograficznych”. Jego średnica wynosi około 1550 km.
Prawdopodobnie ciało, po uderzeniu którego powstał krater, miało średnicę co najmniej 100 km. Uderzenie było tak silne, że fale sejsmiczne, przechodząc przez całą planetę i skupiając się w przeciwległym punkcie powierzchni, doprowadziły do powstania tutaj pewnego rodzaju nierównego „chaotycznego” krajobrazu. O sile uderzenia świadczy także fakt, że spowodowało ono wyrzucenie lawy, która utworzyła wysokie koncentryczne kręgi w odległości 2 km od krateru.
Punktem o najwyższym albedo na powierzchni Merkurego jest krater Kuipera o średnicy 60 km. Jest to prawdopodobnie jeden z najmłodszych dużych kraterów na Merkurym.
Do niedawna zakładano, że w głębinach Merkurego znajduje się metaliczny rdzeń o promieniu 1800-1900 km, zawierający 60% masy planety, ponieważ statek kosmiczny Mariner 10 odkrył słabe pole magnetyczne i uważano, że planeta o tak małych rozmiarach nie może mieć płynnych jąder. Jednak w 2007 roku grupa Jeana-Luca Margota podsumowała wyniki pięciu lat obserwacji radarowych Merkurego, podczas których zauważono zmiany w rotacji planety, które były zbyt duże dla modelu ze stałym jądrem. Dlatego dzisiaj możemy z dużą dozą pewności powiedzieć, że jądro planety jest płynne.
Procent żelaza w jądrze Merkurego jest wyższy niż na jakiejkolwiek innej planecie Układu Słonecznego. Zaproponowano kilka teorii wyjaśniających ten fakt. Według teorii najbardziej rozpowszechnionej w środowisku naukowym, pierwotnie Merkury miał taki sam stosunek metalu do krzemianów jak normalny meteoryt, a jego masa była 2,25 razy większa niż obecnie. Jednak na początku historii Układu Słonecznego w Merkurego uderzyło ciało przypominające planetę o 6 razy mniejszej masie i średnicy kilkuset kilometrów. W wyniku uderzenia duża część pierwotnej skorupy i płaszcza została oddzielona od planety, co spowodowało wzrost względnego udziału jądra w składzie planety. W celu wyjaśnienia powstawania Księżyca zaproponowano podobny proces, znany jako teoria gigantycznego uderzenia. Jednak pierwsze dane z badań składu pierwiastkowego powierzchni Merkurego za pomocą spektrometru gamma AMS Messenger nie potwierdzają tej teorii: liczebność radioaktywnego izotopu potasu-40 średnio lotnego pierwiastka chemicznego potasu w porównaniu do izotopów promieniotwórczych tor-232 i uran-238 z bardziej ogniotrwałych pierwiastków, uran i tor, nie radzą sobie z wysokimi temperaturami, które są nieuniknione podczas zderzenia. Zakłada się zatem, że skład pierwiastkowy rtęci odpowiada pierwotnemu składowi pierwiastkowemu materiału, z którego powstała, podobnie jak w przypadku chondrytów enstatytu i bezwodnych cząstek kometarnych, choć zbadana dotychczas zawartość żelaza w chondrytach enstatytu nie jest wystarczająca do wyjaśnienia wysokiej średnia gęstość Merkurego.
Jądro otoczone jest płaszczem krzemianowym o grubości 500-600 km. Według danych Marinera 10 i obserwacji z Ziemi grubość skorupy planety waha się od 100 do 300 km.
Historia geologiczna
Podobnie jak Ziemia, Księżyc i Mars, historia geologiczna Merkurego podzielona jest na epoki. Noszą następujące nazwy (od wcześniejszych do późniejszych): przedtołstojowskie, tołstojańskie, kalorskie, późne kaloriańskie, mansurskie i kuiperskie. Podział ten okresla względny wiek geologiczny planety. Wiek bezwzględny, mierzony w latach, nie jest dokładnie ustalony.
Po powstaniu Merkurego 4,6 miliarda lat temu planeta była intensywnie bombardowana przez asteroidy i komety. Ostatnie poważne bombardowanie planety miało miejsce 3,8 miliarda lat temu. Niektóre regiony, na przykład Równina Ciepła, również powstały w wyniku ich wypełnienia lawą. Doprowadziło to do powstania gładkich płaszczyzn wewnątrz kraterów, podobnych do tych na Księżycu.
Następnie, gdy planeta ostygła i skurczyła się, zaczęły tworzyć się grzbiety i uskoki. Można je zaobserwować na powierzchni większych obiektów reliefowych planety, takich jak kratery i równiny, co wskazuje na późniejszy czas ich powstania. Okres wulkanizmu na Merkurym zakończył się, gdy płaszcz skurczył się na tyle, że lawa nie mogła przedostać się na powierzchnię planety. Miało to miejsce prawdopodobnie w ciągu pierwszych 700–800 milionów lat jego historii. Wszystkie późniejsze zmiany rzeźby są spowodowane uderzeniami ciał zewnętrznych w powierzchnię planety.
Pole magnetyczne
Merkury ma pole magnetyczne, którego siła jest 100 razy mniejsza niż siła Ziemi. Pole magnetyczne Merkurego ma budowę dipolową i jest wysoce symetryczne, a jego oś odchyla się zaledwie o 10 stopni od osi obrotu planety, co znacząco ogranicza zakres teorii wyjaśniających jego pochodzenie. Pole magnetyczne Merkurego może być generowane przez efekt dynama, podobnie jak na Ziemi. Efekt ten jest wynikiem cyrkulacji płynnego jądra planety. Ze względu na wyraźną ekscentryczność planety występuje niezwykle silny efekt pływowy. Utrzymuje rdzeń w stanie ciekłym, niezbędnym do wystąpienia efektu dynama.
Pole magnetyczne Merkurego jest wystarczająco silne, aby zmienić kierunek wiatru słonecznego wokół planety, tworząc magnetosferę. Magnetosfera planety, choć wystarczająco mała, aby zmieścić się w Ziemi, jest wystarczająco potężna, aby uwięzić plazmę z wiatru słonecznego. Obserwacje uzyskane przez Marinera 10 wykryły niskoenergetyczną plazmę w magnetosferze po nocnej stronie planety. W ogonie magnetycznym odkryto eksplozje cząstek aktywnych, co wskazuje na dynamiczne właściwości magnetosfery planety.
Podczas drugiego przelotu obok planety 6 października 2008 roku Messenger odkrył, że pole magnetyczne Merkurego może posiadać znaczną liczbę okien. Sonda napotkała zjawisko wirów magnetycznych – splecionych węzłów pola magnetycznego łączącego statek z polem magnetycznym planety. Wir osiągnął średnicę 800 km, co stanowi jedną trzecią promienia planety. Ta wirowa forma pola magnetycznego jest tworzona przez wiatr słoneczny. Gdy wiatr słoneczny opływa pole magnetyczne planety, wiąże się z nim i unosi wraz z nim, zwijając się w struktury przypominające wir. Te wiry strumienia magnetycznego tworzą okna w tarczy magnetycznej planety, przez które wiatr słoneczny przenika i dociera do powierzchni Merkurego. Proces łączenia między planetarnymi i międzyplanetarnymi polami magnetycznymi, zwany rekoneksją magnetyczną, jest powszechnym zjawiskiem w przestrzeni kosmicznej. Występuje również w pobliżu Ziemi, gdy generuje wiry magnetyczne. Jednak według obserwacji Messengera częstotliwość ponownego łączenia pola magnetycznego Merkurego jest 10 razy większa.
Warunki na Merkurym
Bliskość Słońca i raczej powolny obrót planety, a także wyjątkowo słaba atmosfera sprawiają, że Merkury doświadcza najbardziej dramatycznych zmian temperatury w Układzie Słonecznym. Ułatwia to również luźna powierzchnia rtęci, która słabo przewodzi ciepło (a przy całkowicie nieobecnym lub wyjątkowo słabym atmosferze ciepło może być przenoszone do wewnątrz tylko dzięki przewodności cieplnej). Powierzchnia planety szybko się nagrzewa i ochładza, jednak już na głębokości 1 m dzienne wahania przestają być odczuwalne, a temperatura staje się stabilna, równa około +75°C.
Średnia temperatura powierzchni w ciągu dnia wynosi 623 K (349,9 °C), temperatura w nocy wynosi tylko 103 K (170,2 °C). Minimalna temperatura na Merkurym wynosi 90 K (183,2°C), a maksymalna, osiągana w południe na „gorących długościach geograficznych”, gdy planeta znajduje się w pobliżu peryhelium, wynosi 700 K (426,9°C).
Pomimo tych warunków w Ostatnio Pojawiły się sugestie, że na powierzchni Merkurego może znajdować się lód. Badania radarowe obszarów okołobiegunowych planety wykazały obecność tam obszarów depolaryzacji w odległości od 50 do 150 km; najbardziej prawdopodobnym kandydatem na substancję odbijającą fale radiowe może być zwykły lód wodny. Wchodząc na powierzchnię Merkurego, gdy uderzają w nią komety, woda odparowuje i podróżuje po planecie, aż zamarza w obszarach polarnych na dnie głębokich kraterów, gdzie Słońce nigdy nie zagląda i gdzie lód może utrzymywać się niemal w nieskończoność.
Podczas przelotu statku kosmicznego Mariner 10 obok Merkurego ustalono, że planeta posiada niezwykle rozrzedzoną atmosferę, której ciśnienie było 5·1011 razy mniejsze niż ciśnienie atmosfery ziemskiej. W takich warunkach atomy częściej zderzają się z powierzchnią planety niż ze sobą. Atmosfera składa się z atomów wychwytywanych przez wiatr słoneczny lub wybijanych z powierzchni przez wiatr słoneczny – hel, sód, tlen, potas, argon, wodór. Średni czas życia pojedynczego atomu w atmosferze wynosi około 200 dni.
Wodór i hel prawdopodobnie przedostają się na planetę przez wiatr słoneczny, dyfundują do jej magnetosfery, a następnie uciekają z powrotem w przestrzeń kosmiczną. Kolejnym źródłem helu, sodu i potasu jest radioaktywny rozpad pierwiastków w skorupie Merkurego. Występuje para wodna powstająca w wyniku szeregu procesów, takich jak uderzenia komet w powierzchnię planety, powstawanie wody z wodoru w wietrze słonecznym i tlenu ze skał oraz sublimacja z lodu występującego stale w zacienione kratery polarne. Niespodzianką było odkrycie znacznej liczby jonów związanych z wodą, takich jak O+, OH+ H2O+.
Ponieważ w przestrzeni otaczającej Merkurego odkryto znaczną liczbę tych jonów, naukowcy postawili hipotezę, że powstały one z cząsteczek wody zniszczonych na powierzchni lub w egzosferze planety przez wiatr słoneczny.
5 lutego 2008 roku grupa astronomów z Uniwersytetu Bostońskiego pod przewodnictwem Jeffreya Baumgardnera ogłosiła odkrycie ogona przypominającego kometę na planecie Merkury o długości ponad 2,5 miliona km. Odkryto go podczas obserwacji z obserwatoriów naziemnych w linii sodu. Wcześniej wiadomo było o ogonie o długości nie większej niż 40 000 km. Pierwsze zdjęcie zespołu wykonano w czerwcu 2006 roku przez 3,7-metrowy teleskop Sił Powietrznych na górze Haleakala na Hawajach, a następnie wykorzystano trzy mniejsze instrumenty, jeden w Haleakala i dwa w McDonald Observatory w Teksasie. Do tworzenia obrazów o dużym polu widzenia wykorzystano teleskop o 4-calowej aperturze (100 mm). Zdjęcie długiego ogona Merkurego wykonali w maju 2007 roku Jody Wilson (starszy naukowiec) i Carl Schmidt (absolwent). Pozorna długość ogona dla obserwatora z Ziemi wynosi około 3°.
Nowe dane na temat ogona Merkurego pojawiły się po drugim i trzecim przelotie statku kosmicznego Messenger na początku listopada 2009 roku. Na podstawie tych danych pracownicy NASA byli w stanie zaproponować model tego zjawiska.
Cechy obserwacji z Ziemi
Pozorna jasność Merkurego waha się od -1,9 do 5,5, ale nie jest łatwo widoczna ze względu na małą odległość kątową od Słońca (maksymalnie 28,3°). Na dużych szerokościach geograficznych planety nigdy nie widać na ciemnym nocnym niebie: Merkury jest widoczny przez bardzo krótki czas po zmroku. Optymalnym czasem obserwacji planety jest zmierzch poranny lub wieczorny, w okresach jej wydłużania (okresy maksymalnej odległości Merkurego od Słońca na niebie, występujące kilka razy w roku).
Najkorzystniejsze warunki do obserwacji Merkurego występują na niskich szerokościach geograficznych i w pobliżu równika: wynika to z faktu, że zmierzch trwa tam najkrócej. W średnich szerokościach geograficznych znalezienie Merkurego jest znacznie trudniejsze i możliwe tylko w okresie najlepszych wydłużeń, a na wysokich szerokościach geograficznych jest to w ogóle niemożliwe. Najkorzystniejsze warunki do obserwacji Merkurego na średnich szerokościach geograficznych obu półkul występują w okolicach równonocy (czas trwania zmierzchu jest minimalny).
Najwcześniejsze znane obserwacje Merkurego odnotowano w tablicach Mul apin (zbiór babilońskich tablic astrologicznych). Obserwacji tej dokonali najprawdopodobniej asyryjscy astronomowie około XIV wieku p.n.e. mi. Sumeryjska nazwa używana dla Merkurego w tablicach Mul Apin może być przepisana jako UDU.IDIM.GUU4.UD („skacząca planeta”). Planeta była pierwotnie kojarzona z bogiem Ninurtą, a w późniejszych przekazach nazywana jest „Nabu” na cześć boga mądrości i sztuki pisarskiej.
W starożytnej Grecji, za czasów Hezjoda, planeta była znana pod nazwami („Stilbon”) i („Hermaon”). Imię „Hermaon” jest formą imienia boga Hermesa. Później Grecy zaczęli nazywać planetę „Apollo”.
Istnieje hipoteza, że nazwa „Apollo” odpowiadała widoczności na porannym niebie, a „Hermes” („Hermaon”) na wieczornym niebie. Rzymianie nazwali planetę na cześć szybkonogiego boga handlu, Merkurego, który jest odpowiednikiem greckiego boga Hermesa, ponieważ porusza się po niebie szybciej niż inne planety. Rzymski astronom Klaudiusz Ptolemeusz mieszkający w Egipcie w swoim dziele „Hipotezy o planetach” napisał o możliwości przemieszczania się planety przez tarczę Słońca. Zasugerował, że takiego tranzytu nigdy nie zaobserwowano, ponieważ planeta taka jak Merkury była zbyt mała, aby ją obserwować, lub ponieważ moment tranzytu następował rzadko.
W Starożytne Chiny Merkury nazywał się Chen-hsing, „Gwiazda Poranna”. Było to kojarzone z kierunkiem północy, kolorem czarnym i żywiołem wody w Wu-hsing. Według Hanshu okres synodyczny Merkurego został uznany przez chińskich naukowców za równy 115,91 dni, a według Hou Hanshu - 115,88 dni. We współczesnych kulturach chińskiej, koreańskiej, japońskiej i wietnamskiej planetę zaczęto nazywać „Gwiazdą Wody”.
W mitologii indyjskiej imię Budha oznaczało Merkurego. Ten bóg, syn Somy, dominował w środy. W pogaństwie germańskim bóg Odyn był również kojarzony z planetą Merkury i środowiskiem. Majowie przedstawiali Merkurego jako sowę (a może cztery sowy, z których dwie odpowiadają porannemu pojawieniu się Merkurego, a dwie wieczornemu), która była posłańcem zaświatów. W języku hebrajskim Merkury nazywał się „Kokha in Hama”.
Merkury włączony gwiaździste niebo(nad, nad Księżycem i Wenus)
W indyjskim traktacie astronomicznym „Surya-siddhanta” z V wieku promień Merkurego oszacowano na 2420 km. Błąd w porównaniu do promienia rzeczywistego (2439,7 km) jest mniejszy niż 1%. Jednak oszacowanie to opierało się na nieprecyzyjnym założeniu średnicy kątowej planety, którą przyjęto jako 3 minuty łuku.
W średniowiecznej astronomii arabskiej andaluzyjski astronom Az-Zarqali opisał różnicę w geocentrycznej orbicie Merkurego jako owal przypominający jajko lub orzeszek piniowy. Jednak to przypuszczenie nie miało wpływu na jego teorię astronomiczną i obliczenia astronomiczne. W XII wieku Ibn Bajjah zaobserwował dwie planety jako plamy na powierzchni Słońca. Później astronom z obserwatorium Maragha Al-Shirazi zasugerował, że jego poprzednik zaobserwował przejście Merkurego i (lub) Wenus. W Indiach astronom ze szkoły Kerala Nilakansa Somayaji (angielski) rosyjski. w XV wieku opracowali częściowo heliocentryczny model planet, w którym Merkury krąży wokół Słońca, które z kolei krąży wokół Ziemi. System ten był podobny do systemu Tycho Brahe, opracowanego w XVI wieku.
Średniowieczne obserwacje Merkurego w północnych częściach Europy utrudniał fakt, że planetę obserwuje się zawsze o świcie – rano lub wieczorem – na tle zmierzchającego nieba i dość nisko nad horyzontem (szczególnie na północnych szerokościach geograficznych). Okres jego najlepszej widoczności (wydłużenie) występuje kilka razy w roku (trwa około 10 dni). Nawet w tych okresach nie jest łatwo dostrzec Merkurego gołym okiem (stosunkowo słaba gwiazda na dość jasnym tle nieba). Krąży legenda, że Mikołaj Kopernik, który obserwował obiekty astronomiczne na północnych szerokościach geograficznych i mglisty klimat krajów bałtyckich, żałował, że nigdy w życiu nie widział Merkurego. Legenda ta powstała w oparciu o fakt, że dzieło Kopernika „O obrotach sfer niebieskich” nie podaje ani jednego przykładu obserwacji Merkurego, lecz opisał planetę, korzystając z wyników obserwacji innych astronomów. Jak sam powiedział, Merkurego nadal można „złapać” z północnych szerokości geograficznych, wykazując się cierpliwością i przebiegłością. W związku z tym Kopernik mógł równie dobrze obserwować Merkurego i go obserwować, ale opisał planetę w oparciu o wyniki badań innych osób.
Obserwacje za pomocą teleskopów
Pierwszej teleskopowej obserwacji Merkurego dokonał Galileo Galilei na początku XVII wieku. Chociaż obserwował fazy Wenus, jego teleskop nie był na tyle mocny, aby obserwować fazy Merkurego. W 1631 roku Pierre Gassendi dokonał pierwszej teleskopowej obserwacji przejścia planety przez tarczę Słońca. Moment przejścia obliczył wcześniej Johannes Kepler. W 1639 roku Giovanni Zupi odkrył za pomocą teleskopu, że fazy orbitalne Merkurego są podobne do faz Księżyca i Wenus. Obserwacje ostatecznie wykazały, że Merkury krąży wokół Słońca.
Bardzo rzadkim wydarzeniem astronomicznym jest obserwowane z Ziemi nakładanie się jednej planety na dysk innej planety. Wenus zasłania Merkurego raz na kilka stuleci, a wydarzenie to zaobserwowano tylko raz w historii - 28 maja 1737 roku przez Johna Bevisa w Królewskim Obserwatorium w Greenwich. Następne zakrycie Merkurego przez Wenus nastąpi 3 grudnia 2133 roku.
Trudności towarzyszące obserwacji Merkurego doprowadziły do tego, że przez długi czas był on badany rzadziej niż inne planety. W 1800 roku Johann Schröter, który obserwował cechy powierzchni Merkurego, ogłosił, że zaobserwował na niej góry o wysokości 20 km. Friedrich Bessel, korzystając ze szkiców Schrötera, błędnie określił okres obrotu wokół jego osi na 24 godziny, a nachylenie osi na 70°. W latach osiemdziesiątych XIX wieku Giovanni Schiaparelli sporządził dokładniejszą mapę planety i zaproponował okres rotacji wynoszący 88 dni, zbiegający się z gwiezdnym okresem orbitowania wokół Słońca pod wpływem sił pływowych. Prace nad mapowaniem Merkurego kontynuował Eugene Antoniadi, który w 1934 roku opublikował książkę zawierającą stare mapy i własne obserwacje. Wiele cech powierzchni Merkurego zostało nazwanych na cześć map Antoniadiego.
Włoski astronom Giuseppe Colombo (angielski)Rosyjski. zauważył, że okres rotacji stanowił 2/3 okresu gwiezdnego Merkurego i zasugerował, że okresy te wchodzą w rezonans 3:2. Dane z Mariner 10 potwierdziły później ten punkt widzenia. Nie oznacza to, że mapy Schiaparelliego i Antoniadiego są nieprawidłowe. Tyle, że astronomowie widzieli te same szczegóły planety co drugi obrót wokół Słońca, wprowadzali je na mapy i ignorowali obserwacje w czasie, gdy Merkury był zwrócony w stronę Słońca po drugiej stronie, gdyż ze względu na geometrię orbity w tamtym czasie warunki do obserwacji były złe.
Bliskość Słońca stwarza również pewne problemy w teleskopowych badaniach Merkurego. Przykładowo teleskop Hubble'a nigdy nie był i nie będzie używany do obserwacji tej planety. Jego urządzenie nie pozwala na obserwację obiektów znajdujących się blisko Słońca – jeśli spróbujesz to zrobić, sprzęt ulegnie nieodwracalnym uszkodzeniom.
Badania rtęci nowoczesne metody
Merkury jest najmniej zbadaną planetą ziemską. W XX wieku do teleskopowych metod jego badania dodano radioastronomię, radar i badania z wykorzystaniem statków kosmicznych. Pomiary radioastronomiczne Merkurego zostały po raz pierwszy wykonane w 1961 roku przez Howarda, Barretta i Haddocka przy użyciu reflektora z zamontowanymi na nim dwoma radiometrami. Do roku 1966 na podstawie zgromadzonych danych uzyskano dobre szacunki temperatury powierzchni Merkurego: 600 K w punkcie podsłonecznym i 150 K po nieoświetlonej stronie. Pierwsze obserwacje radarowe przeprowadzone w czerwcu 1962 roku przez grupę V. A. Kotelnikowa w IRE wykazały podobieństwo właściwości odblaskowych Merkurego i Księżyca. W 1965 roku podobne obserwacje za pomocą radioteleskopu Arecibo pozwoliły oszacować okres rotacji Merkurego na 59 dni.
W celu zbadania Merkurego wysłano tylko dwa statki kosmiczne. Pierwszym był Mariner 10, który w latach 1974–1975 trzykrotnie przeleciał obok Merkurego; najbliższe podejście wynosiło 320 km. W rezultacie powstało kilka tysięcy zdjęć obejmujących około 45% powierzchni planety. Dalsze badania z Ziemi wykazały możliwość istnienia lodu wodnego w kraterach polarnych.
Ze wszystkich planet widocznych gołym okiem tylko Merkury nigdy nie miał własnego sztucznego satelity. NASA prowadzi obecnie drugą misję do Merkurego o nazwie Messenger. Urządzenie zostało wystrzelone 3 sierpnia 2004 roku, a w styczniu 2008 roku wykonało pierwszy przelot obok Merkurego. Aby wejść na orbitę wokół planety w 2011 roku, urządzenie wykonało dwa kolejne manewry ze wspomaganiem grawitacyjnym w pobliżu Merkurego: w październiku 2008 i we wrześniu 2009. Messenger wykonał także jeden manewr ze wspomaganiem grawitacyjnym w pobliżu Ziemi w 2005 r. i dwa w pobliżu Wenus w październiku 2006 r. i czerwcu 2007 r., podczas których testował swój sprzęt.
Mariner 10 to pierwszy statek kosmiczny, który dotarł do Merkurego.
Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) wraz z Japońską Agencją Badań Kosmicznych (JAXA) opracowują misję Bepi Colombo, składającą się z dwóch statków kosmicznych: Mercury Planetary Orbiter (MPO) i Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO). Europejski MPO będzie badał powierzchnię i głębiny Merkurego, podczas gdy japoński MMO będzie obserwował pole magnetyczne i magnetosferę planety. Wystrzelenie BepiColombo zaplanowano na rok 2013, a w roku 2019 wejdzie na orbitę wokół Merkurego, gdzie podzieli się na dwie części.
Rozwój elektroniki i informatyki umożliwił naziemne obserwacje Merkurego za pomocą detektorów promieniowania CCD i późniejszą komputerową obróbkę obrazów. Jedna z pierwszych serii obserwacji Merkurego za pomocą odbiorników CCD została przeprowadzona w latach 1995-2002 przez Johana Varella w obserwatorium na wyspie La Palma za pomocą półmetrowego teleskopu słonecznego. Varell wybrał najlepsze ujęcia bez użycia miksowania komputerowego. Redukcję zaczęto stosować w Obserwatorium Astrofizycznym Abastumani do serii zdjęć Merkurego uzyskanych 3 listopada 2001 r. oraz w Obserwatorium Skinakas na Uniwersytecie w Heraklionie do serii z 1-2 maja 2002 r.; Do obróbki wyników obserwacji wykorzystano metodę kombinacji korelacji. Powstały rozdzielony obraz planety był podobny do fotomozaiki Mariner 10; powtórzono zarysy małych formacji o wielkości 150–200 km. W ten sposób powstała mapa Merkurego dla długości geograficznej 210-350°.
17 marca 2011 roku sonda międzyplanetarna Messenger weszła na orbitę Merkurego. Zakłada się, że za pomocą zainstalowanego na niej sprzętu sonda będzie w stanie zbadać krajobraz planety, skład jej atmosfery i powierzchni; Sprzęt Messengera pozwala także na badania cząstek energetycznych i plazmy. Żywotność sondy określa się na jeden rok.
17 czerwca 2011 roku okazało się, że według pierwszych badań przeprowadzonych przez sondę Messenger pole magnetyczne planety nie jest symetryczne względem biegunów; W ten sposób różna liczba cząstek wiatru słonecznego dociera do północnego i południowego bieguna Merkurego. Przeprowadzono także analizę rozpowszechnienia pierwiastki chemiczne na planecie.
Cechy nomenklatury
Zasady nazewnictwa obiektów geologicznych znajdujących się na powierzchni Merkurego zostały zatwierdzone na XV Zgromadzeniu Ogólnym Międzynarodowej Unii Astronomicznej w 1973 roku:
Mały krater Hun Kal (zaznaczony strzałką), który służy jako punkt odniesienia dla układu długości geograficznych Merkurego. Zdjęcie: AMS Mariner 10
Największy obiekt na powierzchni Merkurego, o średnicy około 1300 km, otrzymał nazwę Heat Plain, ponieważ znajduje się w obszarze maksymalnych temperatur. Jest to wielopierścieniowa struktura pochodzenia uderzeniowego, wypełniona zastygłą lawą. Inna równina, położona w obszarze temperatur minimalnych, w pobliżu bieguna północnego, nazywana jest Równiną Północną. Inne podobne formacje nazywano planetą Merkury lub analogiem rzymskiego boga Merkurego w językach różnych narodów świata. Na przykład: Równina Suisei (planeta Merkury po japońsku) i Równina Budha (planeta Merkury w języku hindi), Równina Sobkou (starożytna egipska planeta Merkury), Plain Odyn (bóg nordycki) i Równina Tyre (starożytne bóstwo ormiańskie).
Kratery Merkurego (z dwoma wyjątkami) noszą nazwy sławni ludzie w działalności humanitarnej (architekci, muzycy, pisarze, poeci, filozofowie, fotografowie, artyści). Na przykład: Barma, Bieliński, Glinka, Gogol, Derzhavin, Lermontow, Musorgski, Puszkin, Repin, Rublow, Strawiński, Surikow, Turgieniew, Feofan Grek, Fet, Czajkowski, Czechow. Wyjątkiem są dwa kratery: Kuiper, nazwany na cześć jednego z głównych twórców projektu Mariner 10, oraz Hun Kal, co oznacza liczbę „20” w języku Majów, którzy posługiwali się systemem liczbowym o podstawie 20. Ostatni krater znajduje się w pobliżu równika na południku 200 długości geograficznej zachodniej i został wybrany jako dogodny punkt odniesienia w układzie współrzędnych powierzchni Merkurego. Początkowo większym kraterom nadano nazwiska celebrytów, którzy według IAU mieli odpowiedniki wyższa wartość w kulturze światowej. Im większy krater, tym silniejszy wpływ jednostki nowoczesny świat. W pierwszej piątce znaleźli się Beethoven (średnica 643 km), Dostojewski (411 km), Tołstoj (390 km), Goethe (383 km) i Szekspir (370 km).
Skarpy (półki skalne), pasma górskie i kaniony noszą nazwy statków odkrywców, którzy przeszli do historii, ponieważ bóg Merkury/Hermes był uważany za patrona podróżników. Na przykład: Beagle, Zarya, Santa Maria, Fram, Vostok, Mirny). Wyjątkiem od reguły są dwa grzbiety nazwane na cześć astronomów, Grzbiet Antoniadi i Grzbiet Schiaparelli.
Doliny i inne obiekty na powierzchni Merkurego zostały nazwane na cześć dużych obserwatoriów radiowych w uznaniu znaczenia radarów w eksploracji planet. Na przykład: Highstack Valley (radioteleskop w USA).
Następnie, w związku z odkryciem rowków na Merkurym przez automatyczną stację międzyplanetarną „Messenger” w 2008 roku, dodano zasadę nadawania nazw rowkom, które otrzymują nazwy wielkich konstrukcje architektoniczne. Na przykład: Panteon na Równinie Ciepła.
Tutaj, na Ziemi, mamy tendencję do traktowania czasu jako czegoś oczywistego, nigdy nie biorąc pod uwagę, że przyrosty, w których go mierzymy, są całkiem względne.
Na przykład sposób, w jaki mierzymy dni i lata, w rzeczywistości wynika z odległości naszej planety od Słońca, czasu potrzebnego na obrót wokół niej i obrót wokół własnej osi. To samo dotyczy innych planet naszego Układu Słonecznego. Podczas gdy my, Ziemianie, dzień liczymy od świtu do zmierzchu w ciągu 24 godzin, długość jednego dnia na innej planecie znacznie się różni. W niektórych przypadkach jest on bardzo krótki, w innych może trwać dłużej niż rok.
Dzień na Merkurym:
Merkury jest planetą najbliższą naszemu Słońcu. Odległość od 46 001 200 km w peryhelium (najbliższa odległość od Słońca) do 69 816 900 km w aphelium (najdalsza). Merkury potrzebuje 58,646 ziemskich dni na obrót wokół własnej osi, co oznacza, że dzień na Merkurym trwa około 58 ziemskich dni od świtu do zmierzchu.
Jednak jedno okrążenie Słońca przez Merkurego (czyli jego okres obiegu) zajmuje tylko 87 969 ziemskich dni. Oznacza to, że rok na Merkurym odpowiada około 88 dniom ziemskim, co z kolei oznacza, że rok na Merkurym trwa 1,5 dnia Merkurego. Co więcej, północne obszary polarne Merkurego są stale w cieniu.
Wynika to z jego osiowego nachylenia wynoszącego 0,034° (w porównaniu do 23,4° na Ziemi), co oznacza, że Merkury nie podlega ekstremalnym zmianom sezonowym, podczas których dni i noce mogą trwać miesiącami, w zależności od pory roku. Na biegunach Merkurego zawsze jest ciemno.
Dzień na Wenus:
Znana również jako „bliźniaczka Ziemi”, Wenus jest drugą co do wielkości pobliska planeta do naszego Słońca – od 107 477 000 km w peryhelium do 108 939 000 km w aphelium. Niestety Wenus jest także najwolniejszą planetą, co widać wyraźnie, gdy spojrzy się na jej bieguny. Podczas gdy planety Układu Słonecznego doświadczyły spłaszczenia na biegunach ze względu na prędkość obrotową, Wenus tego nie przeżyła.
Wenus obraca się z prędkością zaledwie 6,5 km/h (w porównaniu do racjonalnej prędkości Ziemi wynoszącej 1670 km/h), co skutkuje okresem rotacji gwiazdowej trwającym 243,025 dni. Technicznie rzecz biorąc, jest to minus 243,025 dni, ponieważ obrót Wenus ma charakter wsteczny (tj. wiruje w kierunku przeciwnym do jej orbity wokół Słońca).
Niemniej jednak Wenus nadal obraca się wokół własnej osi w ciągu 243 ziemskich dni, to znaczy między wschodem a zachodem słońca mija wiele dni. Może się to wydawać dziwne, dopóki nie dowiesz się, że jeden rok wenusjański trwa 224 071 ziemskich dni. Tak, Wenus potrzebuje 224 dni, aby zakończyć swój okres orbitalny, ale od świtu do zmierzchu potrzeba ponad 243 dni.
Zatem jeden dzień na Wenus to nieco więcej niż rok na Wenus! Dobrze, że Wenus ma inne podobieństwa z Ziemią, ale wyraźnie nie jest to cykl dobowy!
Dzień na Ziemi:
Kiedy myślimy o dniu na Ziemi, zwykle myślimy o nim po prostu jako o 24 godzinach. W rzeczywistości okres obrotu gwiazdowego Ziemi wynosi 23 godziny 56 minut i 4,1 sekundy. Zatem jeden dzień na Ziemi równa się 0,997 dniom ziemskim. To dziwne, ale z drugiej strony ludzie wolą prostotę, jeśli chodzi o zarządzanie czasem, więc zaokrąglamy w górę.
Jednocześnie istnieją różnice w długości jednego dnia na planecie w zależności od pory roku. Ze względu na nachylenie osi Ziemi ilość światła słonecznego otrzymywanego na niektórych półkulach będzie się różnić. Najbardziej uderzające przypadki występują na biegunach, gdzie dzień i noc mogą trwać kilka dni, a nawet miesięcy, w zależności od pory roku.
Zimą na biegunie północnym i południowym jedna noc może trwać do sześciu miesięcy, zwana „nocą polarną”. Latem na biegunach rozpocznie się tzw. „dzień polarny”, gdzie słońce nie zachodzi przez 24 godziny. Właściwie to nie jest tak proste, jak chciałbym sobie wyobrazić.
Dzień na Marsie:
Pod wieloma względami Marsa można również nazwać „bliźniakiem Ziemi”. Dodaj do tego sezonowe wahania i wodę (choć zamrożoną) na polarnej czapie lodowej, a dzień na Marsie będzie bardzo podobny do dnia na Ziemi. Mars wykonuje jeden obrót wokół własnej osi w ciągu 24 godzin. 
37 minut i 22 sekundy. Oznacza to, że jeden dzień na Marsie odpowiada 1,025957 dniom ziemskim.
Cykle sezonowe na Marsie są podobne do naszych na Ziemi, bardziej niż na jakiejkolwiek innej planecie, ze względu na nachylenie osiowe wynoszące 25,19°. W rezultacie dni marsjańskie podlegają podobnym zmianom w przypadku Słońca, które wschodzi wcześnie i zachodzi późnym latem i odwrotnie zimą.
Jednak zmiany sezonowe trwają na Marsie dwa razy dłużej, ponieważ Czerwona Planeta znajduje się w większej odległości od Słońca. W rezultacie rok marsjański trwa dwa razy dłużej niż rok ziemski — 686,971 dni ziemskich lub 668,5991 dni marsjańskich, czyli zoli.
Dzień na Jowiszu:
Biorąc pod uwagę fakt, że jest to największa planeta Układu Słonecznego, można by oczekiwać, że dzień na Jowiszu będzie długi. Ale jak się okazuje, dzień na Jowiszu oficjalnie trwa tylko 9 godzin, 55 minut i 30 sekund, czyli mniej niż jedną trzecią długości ziemskiego dnia. Wynika to z faktu, że gazowy gigant osiąga bardzo dużą prędkość obrotową, wynoszącą około 45 300 km/h. Ta wysoka prędkość obrotowa jest również jednym z powodów, dla których na planecie występują tak silne burze.
Zwróć uwagę na użycie słowa formalny. Ponieważ Jowisz nie solidny, jego górna atmosfera porusza się z prędkością inną niż prędkość na równiku. Zasadniczo rotacja atmosfery polarnej Jowisza jest o 5 minut szybsza niż atmosfery równikowej. Z tego powodu astronomowie używają trzech układów odniesienia.
System I jest używany na szerokościach geograficznych od 10°N do 10°S, gdzie jego okres rotacji wynosi 9 godzin 50 minut i 30 sekund. System II stosowany jest na wszystkich szerokościach geograficznych na północ i południe od nich, gdzie okres rotacji wynosi 9 godzin 55 minut i 40,6 sekundy. Układ III odpowiada obrotowi magnetosfery planety i okres ten jest wykorzystywany przez IAU i IAG do określenia oficjalnego obrotu Jowisza (tj. 9 godzin 44 minut i 30 sekund)
Tak więc, jeśli teoretycznie mógłbyś stanąć na chmurach gazowego olbrzyma, widziałbyś wschody słońca rzadziej niż raz na 10 godzin na dowolnej szerokości geograficznej Jowisza. W ciągu jednego roku na Jowiszu Słońce wschodzi około 10 476 razy.
Dzień na Saturnie:
Sytuacja Saturna jest bardzo podobna do Jowisza. Pomimo dużych rozmiarów planeta ma szacunkową prędkość obrotową 35 500 km/h. Jeden obrót gwiazdowy Saturna trwa około 10 godzin i 33 minut, co oznacza, że jeden dzień na Saturnie jest krótszy niż połowa ziemskiego dnia.
Okres orbitalny Saturna wynosi 10 759,22 dni ziemskich (lub 29,45 lat ziemskich), a rok trwa około 24 491 dni Saturna. Jednakże, podobnie jak Jowisz, atmosfera Saturna obraca się z różnymi prędkościami w zależności od szerokości geograficznej, co wymaga od astronomów korzystania z trzech różnych układów odniesienia.
System I obejmuje strefy równikowe południowego bieguna równikowego i północnego pasa równikowego i obejmuje okres 10 godzin 14 minut. System II obejmuje wszystkie pozostałe szerokości geograficzne Saturna z wyjątkiem bieguna północnego i południowego, z okresem rotacji wynoszącym 10 godzin 38 minut i 25,4 sekundy. System III wykorzystuje emisję radiową do pomiaru wewnętrznej szybkości rotacji Saturna, co dało okres rotacji wynoszący 10 godzin 39 minut i 22,4 sekundy.
Korzystając z tych różnych systemów, naukowcy na przestrzeni lat uzyskali różne dane dotyczące Saturna. Na przykład dane uzyskane w latach 80. XX wieku przez misje Voyager 1 i 2 wykazały, że dzień na Saturnie trwa 10 godzin, 45 minut i 45 sekund (± 36 sekund).
W 2007 roku naukowcy z Wydziału Nauk o Ziemi, Planetach i Przestrzeni Kosmicznej Uniwersytetu Kalifornijskiego w Los Angeles skorygowali to założenie, w wyniku czego obecne szacunki wynoszą 10 godzin i 33 minuty. Podobnie jak w przypadku Jowisza, problem z dokładnymi pomiarami wynika z faktu, że różne części obracają się z różnymi prędkościami.
Dzień na Uranie:
Gdy zbliżyliśmy się do Urana, kwestia długości dnia stała się bardziej złożona. Z jednej strony okres obrotu planety wynosi 17 godzin 14 minut i 24 sekund, co odpowiada 0,71833 ziemskim dniom. Można zatem powiedzieć, że dzień na Uranie trwa prawie tak długo, jak dzień na Ziemi. Byłoby to prawdą, gdyby nie ekstremalne nachylenie osi tego gazowo-lodowego giganta.
Przy nachyleniu osiowym wynoszącym 97,77° Uran zasadniczo obraca się wokół Słońca na boku. Oznacza to, że jego północ lub południe jest skierowane bezpośrednio w stronę Słońca o godz inny czas okres orbitalny. Kiedy na jednym biegunie panuje lato, słońce będzie tam świecić nieprzerwanie przez 42 lata. Kiedy ten sam biegun zostanie odwrócony od Słońca (czyli na Uranie będzie zima), ciemność będzie tam panować przez 42 lata.
Można zatem powiedzieć, że jeden dzień na Uranie, od wschodu do zachodu słońca, trwa aż 84 lata! Innymi słowy, jeden dzień na Uranie trwa aż rok.
Podobnie jak inne gazowo-lodowe olbrzymy, Uran obraca się szybciej na pewnych szerokościach geograficznych. Dlatego też, podczas gdy obrót planety na równiku, około 60° szerokości geograficznej południowej, wynosi 17 godzin i 14,5 minuty, widoczne elementy atmosfery poruszają się znacznie szybciej, kończąc pełny obrót w ciągu zaledwie 14 godzin.
Dzień na Neptunie:
Wreszcie mamy Neptun. Tutaj również odmierzenie jednego dnia jest nieco bardziej skomplikowane. Na przykład okres rotacji gwiazdowej Neptuna wynosi około 16 godzin, 6 minut i 36 sekund (co odpowiada 0,6713 ziemskim dniom). Jednak ze względu na pochodzenie gazowo-lodowe bieguny planety wymieniają się nawzajem szybciej niż równik.
Biorąc pod uwagę, że pole magnetyczne planety obraca się z szybkością 16,1 godziny, strefa równikowa obraca się około 18 godzin. Tymczasem regiony polarne obracają się w ciągu 12 godzin. Ta rotacja różnicowa jest jaśniejsza niż jakakolwiek inna planeta w Układzie Słonecznym, co skutkuje silnym uskokiem wiatru równoleżnikowego.
Ponadto nachylenie osi planety wynoszące 28,32° prowadzi do wahań sezonowych podobnych do tych na Ziemi i Marsie. Długi okres orbitalny Neptuna oznacza, że pora roku trwa 40 ziemskich lat. Ponieważ jednak jej nachylenie osiowe jest porównywalne z nachyleniem osi Ziemi, zmiana długości jej dnia w ciągu długiego roku nie jest tak ekstremalna.
Jak widać z tego streszczenie o różnych planetach naszego Układu Słonecznego, długość dnia zależy całkowicie od naszego układu odniesienia. Ponadto cykl sezonowy różni się w zależności od planety i miejsca, w którym przeprowadzane są pomiary.