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Merkur: der vergessene Planet

Das Wissen über den nach Pluto zweitkleinsten Planeten des Sonnensystems beruht auf den Messungen einer einzigen Raumsonde, die vor fast 25 Jahren an ihm vorbeiflog.

Der sonnennächste Planet ist eine Welt der Extreme. Von allen Körpern, die sich aus den Gas- und Staubmassen des solaren Urnebels zusammenballten, bildete Merkur sich bei den höchsten Temperaturen. Ein Tag ist auf ihm länger als auf den anderen Planeten, und er dauert doppelt so lange wie das Merkurjahr – nur alle 176 Erdtage geht die Sonne auf. Immer dann, wenn Merkur auf seiner elliptischen Bahn unserem Zentralgestirn am nächsten kommt und seine Umlaufbewegung am schnellsten ist, könnte man dort ein seltsames Phänomen beobachten: Nachdem die Sonne sich langsam über den Osthorizont erhoben hat, würde sie auf ihrem scheinbaren Weg am Firmament stehenbleiben eine Zeitlang ihre Bewegungsrichtung umkehren, und erst dann – wenn gewissermaßen die Rotation wieder Überhand über die Bahnbewegung gewonnen hat – ihren Lauf westwärts fortsetzen. Am Äquator kann die Bodentemperatur in dieser Zeit auf 430 Grad Celsius ansteigen, was ausreichen würde, um Blei zu schmelzen. In der Nacht indes kühlt die Oberfläche durch Abstrahlung bis auf -170 Grad Celsius ab, so daß selbst das Edelgas Krypton gefrieren würde.

Diese Besonderheiten machen Merkur für die Astronomen außerordentlich interessant. Eine allgemeingültige Theorie der Geschichte unseres Sonnensystems muß nämlich auch erklären können, wie solche Bedingungen entstanden sind; doch die gängigen Vorstellungen vermögen dies noch nicht. Gerade aus Merkurs ungewöhnlichen Eigenschaften würden sich besondere Hinweise darauf gewinnen lassen, wie die bisherigen Modelle zu verbessern seien. Bislang freilich sind die Informationen zu dürftig – nur von Pluto, dem sonnenfernsten Planeten, wissen wir noch weniger als von dem nach Mars und Venus immerhin drittnächsten Nachbarn der Erde. Vieles an Merkur ist noch rätselhaft: sein Ursprung und seine Entwicklung, das Magnetfeld, die äußerst dünne Atmosphäre, der möglicherweise flüssige Kern und die für einen Planeten dieser Größe erstaunlich hohe Massendichte.


Die singuläre Mission von Mariner 10

Die Beobachtung Merkurs ist sehr schwierig. Er umläuft die Sonne in nur 88 Tagen. Von der Erde aus gesehen steht er immer in ihrer unmittelbaren Nähe; er entfernt sich nie weiter als 28 Grad. Mit bloßem Auge kann man ihn gelegentlich kurz vor Sonnenaufgang oder kurz nach Sonnenuntergang dicht über dem Horizont als hellen Lichtpunkt sehen, mit dem Fernrohr auch am Taghimmel. Oberflächendetails sind jedoch wegen der ungünstigen Konstellation schwerlich zu erkennen. In der Dämmerung, wenn sich der Planet dicht über dem Horizont befindet, muß sein Licht eine zehnmal so dicke Luftschicht passieren, als wenn er im Zenit – senkrecht über dem Beobachter – stünde. Mit den heute besten Teleskopen auf dem Erdboden lassen sich gerade noch Details ausmachen, die größer als einige hundert Kilometer sind – auf dem Erdmond vermag man bereits mit bloßem Auge kleinere Strukturen zu sehen.

Anhand visueller Beobachtungen von 1924 bis 1929 fertigte der Astronom Eugenios Antoniadi (1870 bis 1944) am Observatorium in Meudon (Frankreich) eine Karte von Merkur an. Aus dem Wechsel des Erscheinungsbildes schloß er auf eine synchrone Rotation des Planeten, der sich demnach in genau einem Merkurjahr von 88 Erdtagen einmal um seine Achse drehen sollte, so daß er der Sonne immer dieselbe Seite zuwenden würde. Erst 1965 gelang es, die Rotationsdauer zuverlässig zu messen: Mit dem Radioteleskop in Arecibo (Puerto Rico) sandte man Radiopulse aus und registrierte ihre Echos. Die zuerst eintreffenden Signale stammten vom Zentrum der Planetenscheibe; die von den etwas weiter entfernten Randzonen reflektierten Pulse waren im Vergleich dazu verzögert und zusätzlich – wegen der Relativbewegung des Terrains zur Erde hin oder von ihr weg – frequenzverschoben. Daraus war eine Umdrehungsperiode von knapp 59 Tagen zu ermitteln, was genau zwei Dritteln eines Merkurjahres entspricht. Vermutlich rotierte Merkur ursprünglich schneller; doch hat ihn offenbar die Gezeitenwirkung der Sonne gebremst, so wie die Erde die Rotation des Mondes verlangsamt hat. Aber durch genau welchen Vorgang der Planet in diese Zwei-Drittel-Resonanz gelangte ist bisher nicht bekannt.

Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop oder anderen erdumkreisenden Observatorien wären zwar nicht durch die Erdatmosphäre behindert; doch können diese Geräte nicht auf Merkur gerichtet werden, weil die intensive Strahlung der zu nahe stehenden Sonne ihre empfindlichen Detektoren wohl zerstören würde. Deshalb sind eingehendere Erkenntnisse nur von Raumsonden zu erwarten.

Bisher hat es nur eine Mission gegeben: Der amerikanische Mariner 10 zog dreimal dicht an Merkur vorbei: am 29. März und 21. September 1974 sowie am 16. März 1975. Ein direkter Flug dorthin war nicht möglich, denn im Schwerefeld der Sonne wäre das Raumfahrzeug auf zu hohe Geschwindigkeit beschleunigt worden. So mußte die Sonde zunächst im Abstand von 5770 Kilometern Venus passieren, um abzubremsen und in eine Sonnenumlaufbahn einzuschwenken, welche die Bahn Merkurs kreuzte. Während der drei Vorbeiflüge photographierte Mariner 10 etwa 40 Prozent seiner Oberfläche; sie ist dermaßen mit Kratern übersät, daß sie auf den ersten Blick an die des Erdmondes erinnert (Bilder 1 bis 3 sowie Kasten rechts).

Dies ließ die Vorstellung aufkommen, beide unterschieden sich überhaupt nur wenig. Infolgedessen entsandte man keine weitere Instrumentenkapsel, und Merkur wurde sozusagen zum vergessenen Planeten des amerikanischen wie des russischen Raumfahrtprogramms. Unterdes führten mehr als 40 Missionen zum Erdmond, 20 zur Venus und mehr als 15 zum Mars, weitere zu den großen äußeren Planeten. Innerhalb der nächsten zehn Jahre wird eine Flotte von Raumsonden wiederum Venus und Mars sowie Jupiter und Saturn umrunden; einige werden sogar landen, und alle sollen mehrere Jahre lang eine Fülle von Bildern und Meßwerten liefern – Merkur indes wird auch weiterhin eine weitgehend unbekannte Welt bleiben.


Rätselhafter Kern

Fast unser gesamtes Wissen über Oberfläche und Aufbau des Merkur stammt aus den Daten, die Mariner 10 übermittelt hatte. Die verschiedenen Bordkameras lieferten ungefähr 2000 Aufnahmen, die noch 1,5 Kilometer große Details erkennen lassen – dies ist etwa so, als würde man den Mond durch ein großes Teleskop betrachten. Damit vermochte man eine Planetenhälfte zu kartieren. Von der gegenüberliegenden liegen bislang keine Bilddaten vor.

Die starke Beschleunigung, die Mariner 10 im Gravitationsfeld Merkurs erfuhr, bestätigte dessen ungewöhnlich hohe Massendichte. Für die anderen terrestrischen Körper des Sonnensystems – also für die Erde selbst wie für Venus, Mars und Erdmond – gilt eine lineare Beziehung zwischen Dichte und Radius (Kasten Seite 57): Während die Dichte für die Erde, den größten dieser festen Planeten, mit 5,5 Gramm pro Kubikzentimeter am höchsten ist, erreicht sie für den kleinen Mond lediglich 3,3 Gramm pro Kubikzentimeter. Merkur paßt nicht in dieses Schema: Er ist mit einem Äquatordurchmesser von 4878 Kilometern nur wenig größer als der Mond (Durchmesser 3476 Kilometer), hat aber eine der Venus und der Erde vergleichbare Dichte.

Dieser Befund weist auf einen ungewöhnlichen inneren Aufbau hin. Grundsätzlich gilt für die terrestrischen Himmelskörper, daß die Dichte von außen nach innen zunimmt, und zwar wegen der unterschiedlichen chemischen Zusammensetzung und des ansteigenden Drucks: Die äußeren Schichten enthalten relativ leichtes Material wie silicatische Gesteine, während der innere Kern wohl hauptsächlich aus Eisen besteht. Die hohe Dichte von Merkur läßt sich einstweilen nur unter der Annahme erklären, daß der metallische Kern einen weit größeren Anteil am Volumen des Planeten einnimmt, als es bei den übrigen terrestrischen Himmelskörpern der Fall ist.

Diese Schlußfolgerung belebte die Debatte über die Entstehung und Entwicklung unseres Planetensystems neu. Im Rahmen der gängigen Vorstellung, daß sich alle Trabanten der Sonne etwa gleichzeitig aus einem scheibenförmigen Urnebel gebildet haben, gibt es drei Möglichkeiten, einen großen Eisenkern Merkurs plausibel zu machen: Erstens könnte der Urnebel dort, wo heute Merkur kreist, eine gänzlich andere chemische Zusammensetzung gehabt haben, als die bisherigen theoretischen Modelle vermuten lassen. Zweitens könnten, falls die Sonne in ihrer Frühzeit viel heißer war als heute, leichtflüchtige Elemente geringer Dichte nach und nach von der Oberfläche des Planeten verdampft und in den Raum hinausgetrieben worden sein. Drittens könnte auch schon bald nach der Entstehung Merkurs ein sehr massereicher Körper mit ihm zusammengestoßen sein und die Verdampfung ausgelöst haben. Die bisherige Datenbasis ist indes zu dürftig, um eine dieser drei Hypothesen zu favorisieren.

Kurioserweise ergaben weder die Mariner-Messungen noch spektroskopische Untersuchungen von der Erde aus irgendwelche Anzeichen von Eisen auf der Oberfläche Merkurs. Es ist dort nicht einmal in Spuren vorhanden, während es im Inneren den Hauptanteil stellen müßte. In der Erdkruste hingegen findet man relativ hohe Konzentrationen von Eisen, und auch auf Erdmond und Mars läßt es sich spektrokopisch nachweisen. Merkur scheint demnach der einzige terrestrische Himmelskörper zu sein, bei dem sich die leichten und schweren Elemente sehr gründlich getrennt haben. Dies mag daran liegen, daß er in seiner Entstehungszeit länger flüssig war als die anderen Körper im Sonnensystem und die schweren Elemente deshalb genug Zeit hatten, tief in das Planeteninnere zu sinken.

Mariner 10 wies zudem nach, daß Merkur – nach der Erde – das zweitstärkste Magnetfeld aller terrestrischen Planeten hat. Das Feld der Erde entsteht durch einen Dynamoeffekt, der sich gewissermaßen selbst erhält: Durch das Zusammenwirken von Erdrotation und Konvektionsbewegung wird leitfähiges geschmolzenes Metall an der Kern-Mantel-Grenze um den festen Kern herumgetrieben, so daß dort ein elektrischer Strom fließt, der das Magnetfeld erzeugt. Sollte Merkurs Magnetfeld einen ähnlichen Ursprung haben, dann müßte sein Inneres ebenfalls teilweise flüssig sein.

Es gibt jedoch einen Einwand gegen diese Hypothese. Der kleine Merkur hat ein viel größeres Verhältnis von Oberfläche zu Volumen als die Erde. Er strahlt darum pro Zeiteinheit einen höheren Anteil seiner inneren Wärme ab und sollte schon längst erstarrt sein. Ein fester Kern vermag aber keinen Dynamoeffekt aufrechtzuerhalten.

Deshalb liegt die Vermutung nahe, daß Merkurs Kern noch andere Elemente enthält wie zum Beispiel Schwefel, die den Schmelzpunkt des Eisens deutlich verringern. Neuere – allerdings rein spekulative – Modelle setzen denn auch einen festen Eisenkern voraus, der von einem flüssigen, gut 1000 Grad Celsius heißen Gemisch aus Eisen und Schwefel umgeben ist.


Zernarbte Oberfläche

Wie die anderen Planeten im inneren Sonnensystem war auch Merkur vor etwa vier Milliarden Jahren einem heftigen Bombardement größerer und kleinerer Gesteinsbrocken ausgesetzt, die von dem Urnebel übriggeblieben waren. Dadurch wurde die sich gerade verfestigende Oberfläche immer wieder aufgebrochen und von Lavaströmen aus dem Inneren überflutet. Selbst als die Kruste nach dem Abklingen dieser Meteoritenschauer endlich fest geworden war, haben im Laufe der Zeit kleinere Einschläge ihre heute sichtbare pockennarbige Struktur geschaffen. Beim Aufprall wurde entweder das umgebende Gestein teilweise aufgeschmolzen und ausgeworfen, oder der Meteorit drang in tiefere, flüssige Schichten ein, aus denen Magma nach oben quoll.

Planetologen haben versucht, die Geschichte Merkurs anhand der Einschlag- und Lavaspuren zu rekonstruieren. Sie kannten dabei weder die chemische Zusammensetzung der Oberfläche, noch hatten sie Gesteinsproben für absolute Altersbestimmungen zur Verfügung. Aber aus der Art, wie sich die Spuren überlagern, konnten sie die zeitliche Reihenfolge vieler Ereignisse festlegen.

Merkur weist einige große Krater auf, die jeweils von mehreren konzentrischen Ringen aus Erhebungen und Senken umgeben sind. Sehr wahrscheinlich wurden sie durch Meteoriten hervorgerufen, die – ähnlich wie in einen See geworfene Kiesel – Wellen im aufgeschmolzenen Gestein erzeugten, das kurz darauf wieder erstarrte. Die größte Narbe dieser Art ist Caloris mit 1300 Kilometern Durchmesser (Bild 2 unten). Durch den Einschlag wurden vorher vorhandene Strukturen eingeebnet, und in dem flachen Bassin gingen später weitere Körper nieder, die kleinere Krater zurückließen. Aus deren Dichte und Größenverteilung sowie der ungefähr bekannten Einschlagrate ließ sich ein Alter von Caloris von etwa 3,6 Milliarden Jahren ermitteln. Der Aufprall muß so heftig gewesen sein, daß er auf der gegenüberliegenden Seite des Planeten gewaltige Beben auslöste – noch heute sind dort Risse und Verwerfungen zu sehen (Bild 2 oben und rechts).

Außer den Kratern findet man auf Merkurs Oberfläche lineare Strukturen bisher unbekannten Ursprungs, die vorzugsweise von Nord nach Süd, von Nordosten nach Südwesten und von Nordwesten nach Südosten verlaufen. Man nennt sie das Merkur-Gitter. Da diese Linien nicht den Caloris-Krater kreuzen, müssen sie vor mehr als 3,6 Milliarden Jahren entstanden sein. Vermutlich rotierte Merkur, als seine Oberfläche erstarrte, viel schneller als heute; die Umdrehungszeit könnte durchaus nur etwa 20 Stunden betragen haben. Wegen der starken Fliehkraft glich die Form des Planeten damals einem Ellipsoid mit einem dicken äquatorialen Wulst. Mit der Verlangsamung der Rotation nahm er dann mehr und mehr seine heutige Kugelgestalt an, wobei die starre Oberfläche starken Spannungen unterworfen war, die letztlich dieses Gittermuster hervorgerufen haben könnten.

Aber noch ein anderer Prozeß verformte die Oberfläche: Beim Abkühlen des Planeten verfestigten sich die äußeren Bereiche des Kerns, so daß die darüberliegenden Schichten schrumpften. Dabei müßte die Oberfläche um etwa eine Million Quadratkilometer abgenommen haben. Infolgedessen bildeten sich gekrümmte Verwerfungskanten aus, die Merkur nun kreuz und quer überziehen (Bild 3).

Während auf der Erde die meisten Einschlagspuren im Laufe der Zeit durch Erosion verschwunden sind, haben sich auf Merkur wie auf dem Mars und dem Erdmond die kraterübersäten Landschaften erhalten. Die Größenverteilung der Krater ist auf diesen drei Himmelskörpern ähnlich, doch findet man auf Merkur im Mittel etwas größere Durchmesser. Ein solcher Unterschied ist zu erwarten, wenn die Einschlagkörper die Sonne auf elliptischen Bahnen umkreisten und folglich in der Nähe des innersten Planeten höhere Bahngeschwindigkeiten hatten als im Bereich der weiter außen gelegenen. Die Gesteinsbrocken, welche die terrestrischen Himmelskörper bombardierten, entstammten demnach offenbar ein und derselben Quelle. Möglicherweise sind die Planetoiden, von denen sich die meisten auf Bahnen zwischen Mars und Jupiter bewegen, deren verbliebene Reste. Dafür spricht auch, daß die Einschlagspuren auf den Monden des Jupiter eine andere Größenverteilung aufweisen und darum wohl von einer anderen Gruppe interplanetarer Objekte verursacht wurden.


Dünne Atmosphäre

Als sonnennächster Planet ist Merkur dem Strom geladener Teilchen, der unablässig von der Oberfläche der Sonne ausgeht, besonders stark ausgesetzt. In dieser Entfernung von unserem Zentralgestirn ist dieser Plasmastrom – der Sonnenwind – etwa zehnmal dichter als in der Umgebung der Erde. Das Magnetfeld Merkurs ist zwar schwächer als das unseres Heimatplaneten, bildet aber ebenfalls eine Magnetosphäre aus, deren Ausdehnung von der Aktivität der Sonne abhängt und in der Regel einem relativ raschen Wechsel unterliegt.

Die Magnetosphäre umgibt den Planeten wie ein Schutzschild und ist zumeist gerade stark genug, um die geladenen solaren Teilchen abzulenken und von seiner Oberfläche fernzuhalten. Wenn jedoch die Sonne besonders aktiv ist oder Merkur den ihr nächsten Punkt seiner Bahn – das Perihel – durchläuft, können Sonnenwind-Partikel auf den Boden auftreffen und dort Ionen aus dem Gestein herausschlagen, die ihrerseits wegen ihrer elektrischen Ladung von der Magnetosphäre eingefangen werden.

Merkur ist indes zu heiß, um atmosphärische Teilchen dauerhaft an sich binden zu können: Infolge ihrer Wärmebewegung ist immer ein gewisser Anteil der Gasatome oder -moleküle schneller als die Fluchtgeschwindigkeit aus Merkurs Gravitationsfeld, so daß sie in den Weltraum entweichen. Die Wissenschaftler meinten darum zunächst, daß der Planet über keine Atmosphäre verfüge. Das Ultraviolett-Spektrometer an Bord von Mariner 10 wies jedoch eine dünne Gashülle aus Wasserstoff, Helium und Sauerstoff nach; spätere Messungen von der Erde aus ergaben auch Spuren von Natrium und Kalium.

Woher diese atmosphärischen Teilchen stammen und was schließlich mit ihnen geschieht ist nach wie vor Gegenstand lebhafter Diskussionen. Anders als die stabile Lufthülle der Erde verliert die Atmosphäre Merkurs beständig Gas in den Weltraum, das erneuert werden muß. Ein großer Teil ist wahrscheinlich – direkt oder indirekt – solaren Ursprungs; auch gibt wohl die Magnetosphäre wieder Teilchen an die Atmosphäre ab, und gewisse Mengen können von einfallendem Kometenmaterial stammen. Wenn der bisweilen kräftige Sonnenwind Partikel aus dem Gestein an der Oberfläche schlägt, tragen diese ebenfalls zur dünnen Gashülle bei. Schließlich ist es möglich, daß Merkur in seinem Inneren immer noch leichtflüchtige Substanzen birgt, die nach und nach ausgasen.

Eine bemerkenswerte Entdeckung gelang 1994 Astronomen des California Institute of Technology und des Jet Propulsion Laboratory in Pasadena (Kalifornien): Radarstrahlen, die aus der Nähe der beiden Merkur-Pole reflektiert wurden, wiesen eine zirkulare Polarisation auf. Dies läßt auf dort vorhandenes Wassereis schließen (vergleiche Spektrum der Wissenschaft, August 1994, Seite 21). Ist es schon überaus verwunderlich, auf einem so heißen Himmelskörper wie Merkur überhaupt Wasser zu finden – wie kann es dann dort als Eis vorliegen? Offenbar befindet es sich auf dem Grunde tiefer Krater, in die nie ein Sonnenstrahl dringt. Weil nämlich die Rotationsachse des Planeten fast senkrecht zu seiner Bahnebene steht, bleibt die Sonne von den Polen aus gesehen immer in Horizontnähe. Mithin könnte es auf den beschatteten Kraterböden kalt genug sein, um eine dünne Eisdecke sehr lange bestehen zu lassen.

Die Herkunft des Eises ist unklar. Sollte das Wasser in der Frühzeit des Planeten – also bereits vor Jahrmilliarden – aus seinem Inneren entwichen sein und sich in den Kratern niedergeschlagen haben, würde dies auf eine bemerkenswerte Stabilität seiner Rotationsachse hinweisen. Es gäbe keine Präzessionsbewegung, wie etwa die Erdachse sie vollführt; und auch solch vehemente Einschläge wie derjenige, der den Caloris-Krater formte, hätten keine nennenswerten Einflüsse gehabt. Das Eis könnte aber auch von Kometen stammen, die gelegentlich auf Merkur stürzen. Eine langsame Sublimation des Eises – der Übergang in die gasförmige Phase, ohne zuvor zu schmelzen – könnte das Vorhandensein von Wasserstoff und Sauerstoff in der Merkuratmosphäre erklären. Nach Meinung einiger Planetenforscher ließe sich die beobachtete Polarisation der Radarstrahlen allerdings auch auf andere Substanzen wie etwa Schwefel zurückführen, die einen höheren Schmelzpunkt als Wasser haben.


Vorgeschlagene Missionen

Warum wurde in den letzten 25 Jahren keine Sonde mehr zum Merkur gesandt? Ein Grund ist, wie erwähnt, die fälschlich postulierte Ähnlichkeit mit dem Erdmond. Ein anderer liegt in der Art, wie in den USA über Raumfahrtprojekte entschieden wird: Die wissenschaftlichen Gutachter der NASA waren meist selbst an der Planung und Auswertung vorangegangener Missionen zu anderen Planeten beteiligt; sie haben deshalb bewußt oder unbewußt ihre speziellen Fachkenntnisse und Vorlieben in die Entscheidungen einfließen lassen. Merkur hat also nur eine schwache Lobby.

Es gibt zudem wirtschaftliche Restriktionen. Seit längerem lauten die Anforderungen des NASA-Managements notgedrungen: schneller, besser, billiger! Vorschläge für Unternehmungen mit beschränktem Ziel und relativ geringen Kosten werden dabei begünstigt. Die aufwendigsten Planetenerkundungen, welche die NASA bei ihrem derzeit knappen Budget überhaupt noch erwägen kann, sind solche innerhalb ihres Discovery-Programms, wobei eine Mission höchstens 226 Millionen Dollar erfordern darf. Zum Vergleich: Die Galileo-Mission zu Jupiter und die Cassini-Mission zu Saturn kosteten jeweils mehr als eine Milliarde Dollar.

Ein Flug zu Merkur wäre auch mit besonderen technischen Schwierigkeiten verbunden, weil die Sonde gegen die intensive solare Strahlung und bei der Annäherung sogar gegen das von dem Planeten selbst reflektierte Licht geschützt sein müßte. Dreimal wurden bisher der NASA Vorschläge für eine solche Mission innerhalb des Discovery-Programms vorgelegt. Der erste, Hermes '94, sah ein konventionelles Hydrazin-Distickstofftetroxid-Antriebssystem vor. Ein großer Teil der 1145 Kilogramm Treibstoff wäre gebraucht worden, um der zunehmenden Beschleunigung durch die Sonne entgegenzuwirken. Alternativ hätte man die Sonde mehrmals um Venus und Merkur herumführen müssen, um deren Gravitationsfeld zum Abbremsen zu nutzen – erkauft mit einer längeren Flugzeit und einer stärkeren Belastung der empfindlichen Halbleiter-Bauteile durch die intensive Strahlung. Entweder zu teuer, oder zu riskant, urteilte die NASA.

Das Hermes-Team, das Jet Propulsion Laboratory und die Spectrum Astro Corporation in Gilbert (Arizona) schlugen daraufhin 1996 für höhere Nutzlast und reduzierte Flugzeit einen mit Sonnenenergie gespeisten Ionen-Antrieb vor, der nur 295 Kilogramm Treibstoff erfordert hätte. Das Hermes '96 genannte Projekt kam gar nicht in die engere Auswahl, weil es an Erfahrung mit dem neuartigen Antriebssystem mangelt.

Den Plan für einen Merkur-Orbiter, den das Applied Physics Laboratory in Maryland 1996 einreichte, hat die NASA jedoch zur genaueren Prüfung ausgewählt. Die Messenger genannte Sonde soll einen konventionellen Antrieb und eine wissenschaftliche Nutzlast wie für Hermes '94 vorgesehen erhalten, außerdem zwei Instrumente, mit denen man die häufigsten chemischen Elemente des Krustengesteins bestimmen kann. Zwar wären diese Sensoren von hohem wissenschaftlichen Wert, aber wegen ihres zusätzlichen Gewichts müßte die Sonde zur Geschwindigkeitsabstimmung zweimal die Venus und dreimal den Merkur selbst passieren, bevor sie in ihre endgültige Umlaufbahn einschwenken könnte. Die Flugzeit wäre mit vier Jahren etwa doppelt so lang wie bei Hermes '96; zudem würde die Mission mit den veranschlagten 211 Millionen Dollar die teuerste im Discovery-Programm.

Immerhin werden innovative Projekte künftig in einem neuen Programm der NASA gefördert. So will man bei der Mission New Millennium Deep Space One diejenigen neuartigen Technologien erproben, die bisher vorgeschlagen wurden: Im Juli 1998 dürfte eine Sonde mit Ionen-Antrieb eine dreijährige Reise zu dem Planetoiden McAuliffe (benannt nach der Astronautin Christa McAuliffe, die 1986 bei der Explosion der Challenger-Raumfähre ums Leben kam), dem Planeten Mars und dem Kometen West-Kohoutek-Ikamura antreten. Erfüllt der Antriebsmechanismus die Erwartungen, soll er in den nächsten Jahrzehnten viele Sonden in das innere Sonnensystem bringen – und so helfen, endlich auch den lange vernachlässigten Merkur eingehend zu erforschen.


Steckbrief

Merkur, der innerste Planet des Sonnensystems, hat eine relativ exzentrische Bahn, die um sieben Grad gegen die Erdbahnebene geneigt ist. Er dreht sich nur sehr langsam um seine Achse. Ein Tag auf ihm dauert 176 Erdtage und ist damit doppelt so lang wie ein Merkurjahr von 88 Erdtagen. Von allen Planeten weist er die höchsten Bodentemperaturen auf.

Merkur ist nur etwas größer als der Erdmond und gehört wie dieser zu den erdähnlichen Himmelskörpern mit Gesteinskruste. Er weist eine für seine Größe außergewöhnlich hohe Massendichte auf, was sich nur durch einen großen Eisenkern erklären läßt. Weil er über ein relativ starkes Magnetfeld verfügt, muß ein Teil des Kerns flüssig sein, obgleich er sich während der viereinhalb Milliarden Jahre seit Bildung des Sonnensystems eigentlich verfestigt haben sollte. Diese Diskrepanz wirft wesentliche Fragen zur Bildung der Planeten und zur Entstehung des Sonnensystems generell auf.

Das Magnetfeld schützt Merkur durch eine kräftige Magnetosphäre vor dem Sonnenwind, der Partikelstrahlung der Sonne. Die sehr dünne Atmosphäre enthält wahrscheinlich unter anderem Teilchen, die aus dem Sonnenwind eingefangen wurden und aus dem Boden ausgegast sind.


Literaturhinweise

Atlas of Mercury. Herausgegeben von M. E. Davies, D. E. Gault, S. E. Dwornik und R. G. Strom. NASA Scientific and Technical Information Office, Washington, D. C., 1978.

Mercury. Herausgegeben von F. Vilas, C. R. Chapman und M. S. Matthews. University of Arizona Press, 1988.

The New Solar System. Herausgegeben von J. K. Beatty und A. Chaikin. Cambridge University Press und Sky Publishing Corporation, 1990.

Planetenwelten. Eine Entdeckungsreise durch das Sonnensystem. Von David Morrison. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1995.



Aus: Spektrum der Wissenschaft 1 / 1998, Seite 54
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
1 / 1998

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 1 / 1998

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