Ottův slovník naučný/Merkur (Dobropán)

Ottův slovník naučný
Merkur	Merkur (Dobropán)	Merkurammonaté sloučeniny

Údaje o textu
Titulek:	Merkur (Dobropán)
Autor:	Gustav Gruss
Zdroj:	Ottův slovník naučný. Sedmnáctý díl. Praha : J. Otto, 1901. s. 136. Dostupné online.
Licence:	PD old 70
Heslo ve Wikipedii: Merkur (planeta)

Merkur (Dobropán, ☿) jest planeta slunci nejbližší a nejmenší z 8 velkých planet. Lineární průměr M-ův má 0·37 průměru zemského čili 4816 km (dle Oudemanse), povrch jest asi sedmkráte menší než země, tak že by Evropa, Asie a Afrika dohromady neměly zúplna místa ma M-u. Velká poloosa dráhy rovná se 0·39 poloosy dráhy zemské, střední vzdálenost od slunce se rovná 57½ mill. km, výstřednost dráhy jest 0·2, vzdálenost od slunce kolísá proto mezi 46 a 69 mill. km. Nejmenší vzdálenost od země jest 79, největší 218 mill. km, čímž se zdánlivý průměr M-ův mění od 4½″ do 12½″. Siderický oběh M-ův trvá 87·97 dne, synodický oběh, po jehož uplynutí vstoupí M. v stejnou polohu k zemi, jest v průměru 115 dní 21 hodin. Sklon dráhy k ekliptice rovná se 7 stupňům. Světlo M-ovo jest stříbrobílé, jasnost jeho podléhá v mezích doby pro pohodlné pozorování značným změnám. V maximu může se M. státi tak jasným jako Sirius, v minimu rovná se leskem asi hvězdě α Tauri. Změny jasnosti jsou podmíněny změnami fase. M. zmizev na několik dnů v paprscích slunce (dolejší konjunkce) vystoupí nejprve západně od slunce jako zcela úzký veliký srp, obracející vypouklou stranu slunci. Za vzrůstu fase zmenšuje se průměr planety od jednoho růžku k druhému až i přes první čtvrť, načež vzdálenosti planety opět ubývají. M. jeví se stále plněji osvětlen, až opět se počne ztráceti v paprscích slunce (hořejší konjunkce), načež plný kotouč se ukáže, jenž má více než o polovici menší průměr než při dřívější blízkosti u slunce. Změny jasnosti M-ovy ukazují nápadnou shodu se změnami jasnosti našeho Měsíce. M. bude míti dle toho podobný povrch jako náš měsíc. M. nevzdaluje se přes 29° od slunce, tak že zřídka kdy vychází 1½ hod. před sluncem a zapadá 1½ hod. po slunci. V našich krajinách se může M. nejlépe pozorovati po dobu 8—10 dnů asi ¾ hod. po západu slunce, a to spíše na jaře než na podzim. Schröter shledal na poč. XIX. st., že jižní roh srpu M-ova byl v určitých obdobích otupený, a přičítal vzhled ten stínu vysoké hory a odvodil výsledek, že se M. otáčí kolem osy asi ve 24 hod. Také z pozorování skvrn na povrchu planety za dne pozorovaných odvodil Schröter totéž, později Gruithuisen, Mädler, Denning a j. soudili rovněž na rotaci asi 24 hodin. G. V. Schiaparelli dokazoval oproti tomu ze svých dlouholetých důkladných pozorování povrchu M-ova, že rotace M-a rovná se nejspíše 88 dnům (době oběhu planety), že M. obrací stále touž stranu slunci jako měsíc zemi. L. Brenner pokládá 33—35 hodin za dobu rotace pravdě nejpodobnější. Za přechodu před sluncem promítá se M. na kotouč sluneční jako malý, úplně černý kotouč. První přesné pozorování přechodu takového provedl Halley na ostrově sv. Heleny 7. list. 1677. Přechodů těchto přihodí se v století asi 11 v intervalech 3 a 13 roků. Pozorování přechodů M-ových slouží k přesnému měření průměru M-ova a lze pomocí dob vstupu a výstupu stanoviti posici planety. Hmota oběžnice rovná se dle Leverriera ¹/_5500000 hmoty sluneční, z čehož plyne pro hmotu M-ovu 0·06 hmoty země, pro hutnost 1·1 hutnosti zemské. Tíže na rovníku jest na M-u rovna asi 0·4 tíže zemské. Leverrier shledal, že přísluní dráhy M-ovy se ve století o 40″ rychleji pohybuje, než by se mělo pohybovati dle gravitačního zákona. Odchylku tu hleděl Leverrier vysvětliti působením jedné aneb celé skupiny malých intramerkuriálných planet. Pozorovaný pohyb přísluní nedal se však posud vysvětliti ani působením a objevením jediné domnělé oběžnice (»Vulcana«) ani skupiny malých planetoid, nalézajících se uvnitř dráhy M-ovy, ani působením světla zodiakálního. Gs.