Objekt des Monats
Mai 2016
Merkur vor der Sonne

1. Kontakt um 13:12 Uhr 20 sec, Merkur berührt den Rand der Sonne
2. Kontakt um 13:15 Uhr 35 sec Merkur vollständig auf der Sonne
3. Kontakt um 20:37 Uhr 0 sec Merkur berührt den Rand der Sonne
4. Kontakt um 20:40 Uhr 10 sec Merkur hat die Sonne vollständig verlassen

Wie kommt das zustande? Merkur bewegt sich innerhalb der Erdbahn um die Sonne. Deshalb treten für innere Planeten typische Konstellationen auf.
1) Merkur steht links neben der Sonne in der östliche Elongation, er ist abends als Sichel zu sehen.
2) weiter auf seiner Bahn bewegt sich Merkur (von der Erde aus gesehen) auf die Sonne zu, kommt der Erde näher und sein scheinbarer Durchmesser nimmt bis auf 11 bis 15“ zu. Er befindet sich dann in der unteren Konjunktion und steht unbeobachtbar vor (bzw über oder unter) der Sonne und ist weiterhin als Sichel zu sehen.
3) Das Merkurscheibchen wird jetzt wieder kleiner und die Sichel nimmt ab, bis er rechts von der Sonne in der westlichen Elongation steht. Er ist dann morgens vor Sonnenaufgang im Osten zu sehen. Das Scheibchen (Sichel) hat dann einen Durchmesser von 7“.
4) Merkur bewegt sich auf die Sonne zu und entfernt sich von der Erde. Die Sichel nimmt weiter zu, bis wir in der oberen Konjumktion das voll beleuchtete Planetenscheibchen (5“)sehen würden, wenn es nicht ober- oder unterhalb der Sonne am Taghimmel stünde und vom Streulicht der Sonne überstrahlt würde.

Die Merkurbahn hat einige Besonderheiten im Vergleich zu den anderen Planetenbahnen aufzuweisen.
Sie besitzt die größte numerische Exzentrizität aller Planetenbahnen. Das heißt sie ist am stärksten elliptisch.
Auch ist die Neigung der Bahn gegenüber der Erdbahn mit 7 Grad die größte von allen Planeten. Die Neigung der Bahn bewirkt, dass Merkur nicht bei jedem Umlauf über die Sonne zieht (Transit).

Durch die gravitativen Störungen der anderen Planeten führt die große Bahnachse (Absidenlinie) der Merkurbahn eine langsame rechtläufige Drehung in der Bahnebene aus. Der Merkur durchläuft also streng genommen keine Ellipsen-, sondern eine Rosettenbahn.

Wie oben erwähnt, läuft der Merkur in einer Ellipse um die Sonne. Die kleinste Entfernung zur Sonne (Perihel) ist durch die große Halbachse mit der größten Entfernung (Aphel) verbunden. Diese große Halbachse verändert langsam ihre Lage bedingt durch die gravitativen Störungen der anderen Planeten.

Urbain Le Verrier, der damalige Direktor des Pariser Observatoriums beobachtete dieses Phänomen schon und emerkte, dass die Präzession (Drehung) des Perihels für Merkur 5,74" (Bogensekunden) pro Jahr beträgt. Dieser Wert konnte allerdings nicht völlig mit der klassischen Mechanik von Isaac Newton erklärt werden. Laut der newtonschen Himmelsmechanik dürfte er nur 5,32" betragen, der gemessene Wert ist also um 0,43" pro Jahr zu groß.
Man suchte Ursachen, bis Albert Einstein mit seiner allgemeinen Relativitätstheorie eine Erklärung für die kleinen Unterschiede zwischen Theorie und Beobachtung erbrachte.
Die Massen von Sonne und Planeten krümmen die Raumzeit, also den „Raum“ in der 4. Dimension. Dadurch “eiert“ die Merkurbahn in diesem Gravitationstrog.
Der relativistisch berechnete Überschuss von 43,03" je Jahrhundert stimmt gut mit der beobachteten Differenz von 43,11" überein.
Für eine komplette Periheldrehung von 360° benötigt Merkur rund 225.000 Jahre bzw. rund 930.000 Umläufe und erfährt so je Umlauf ein um rund 1,4" gedrehtes Perihel.