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Meridianzeichen — Merkur.
Meridianzrichcn, Zeichen zur Fixie
rung des Meridians eines Durchgangs
instruments, s. Meridiankreis.
Merkur, derjenige Planet, welcher, so
weit unsre Kenntnis zur Zeit reicht, der
Sonne am nächsten steht.
Er läuft in einer mittlern Entfernung
von 0,387io Erdbahnhalbmessern oder
57,55 Mill. km —7,75 Mill. geogr. Mei
len in Zeit von 87,96926 Tagen um die
Sonne. Die Bahn ist sehr deutlich elliptisch,
denn die Exzentrizität beträgt 0,2056; der
Planet hat also im Perihel nur 45,72, im
Aphel aber 69,38 Mill. km Abstand von
der Sonne. Seine Bahn ist unter einem
Winkel von 7° 0,i' gegen die Erdbahn
geneigt.
Dà M. sich bis auf 218 Mill. km von
der Erde entfernen und sich anderseits
bis auf 79 Mill. km ihr nähern kann, so
schwankt auch sein scheinbarer Durchmesser
zwischen 4,5 und 12 Bogensekunden; auf
die mittlere Entfernung der Erde von der
Sonne reduziert, beträgt derselbe nach
Bessel 6,679", was einem wirklichen
Durchmesser von 0,373 Erddurchmessern
oder 4900 km — 660 geogr. Meilen ent
spricht. Sein Volumen beträgt demnach
0,054 von dem der Erde.
Die Masse des M. ist lange nur un
sicher bekannt gewesen. Noch L a p l a c e gab
1824 auf Grund der von Lagrange auf
gestellten Hypothese, daß die Dichten von
Erde und M. ihren mittlern Abständen
von der Sonne umgekehrt proportional
seien, den Wert derselben zu V202S810 der
Sonnenmasfe an. Die erste exakte Bestim
mung dieser Größe rührt von Encke her,
der aus den Störungen des seinen Namen
führenden Kometen von kurzer Umlaufs-
zeit, welcher 1835 dem Planeten sehr nahe
kam, '/4865751 fand, also nur 6 /i2 des
Laplaceschen Werts. Nach den Untersu
chungen, welche in neuerer Zeit von
Asten über diesen Kometen angestellt hat,
ist aber auch der Enckesche Wert noch viel
zu groß; aus den Störungen, welche der
Komet 1848 erlitten, wo er sich dem M.
bis auf 0,038 Erdbahnhalbmesser näherte,
ergibt sich nämlich V7ss«44o der Sonnen
masse, d. h. 0,042 der Erdmasse. Hiernach
beträgt die mittlere Dichte des M. 0,77
O) von derjenigen der Erde oder 4,3 von
der des Wassers, und die Schwere auf sei
ner Oberfläche ist 0,294 mal so groß als bei
uns, so daß die Fallbeschleunigung 1,64 m
beträgt.
M. kann sich nicht weiter als bis zu
einem scheinbaren Abstand von ziemlich
23° auf der Ost- oder Westseite von der
Sonne entfernen. Er ist daher nur abends
bald nach Sonnenuntergang am westlichen
oder früh vor Sonnenaufgang am östlichen
Himmel sichtbar; auch ist er bei totalen
Sonnenfinsternissen am Tag mit bloßem
Auge bemerkt worden. Sein Glanz ist
sehr bedeutend, und er führte deshalb schon
bei den alten Griechen den Namen des
»stark Funkelnden« (stilbon). Zöllner
hat aus vergleichenden Messungen des M.
und Jupiter gefunden, daß der erstere in
günstiger Stellung fast die Helligkeit des
Sirius erreichen kann. Dessenungeachtet
ist er wegen seines tiefen Standes am
Himmel in unsern Breiten, wo die untern
Schichten der Atmosphäre durch Staub
und Dunstteilchen getrübt sind, nicht so
leicht erkennbar, und selbst ein so emsiger
Beobachter wie Kopernikus beklagte sich
noch aus seinem Sterbebett, ihn trotz aller
Bemühungen nicht gesehen zu haben.
Infolge' seiner wechselnden Stellung
zu Sonne und Erde zeigt der M. Phasen
gleich dem Mond, welche leicht mit dem
Fernrohr erkennbar und 23. Mai 1639
von dem Jesuiten Zupus in Neapel mit
einem sehr mangelhaften Instrument ent
deckt worden sind; H ev el in Danzig beob
achtete sie zuerst 22. Nov. 1644. Schrö
ter in Lilienthal sowie auch nachher
Mäd ler haben bisweilen die Breite des
erleuchteten Teils kleiner gefunden, als
es der Rechnung nach sein sollte; die Ur
sache davon ist noch unbekannt. Auch er
scheint bisweilen die Lichtgrenze auf der
innern Seite der Sichel nicht scharf, son
dern verwaschen, und die Helligkeit nimmt
nach diesem Rand hin beträchtlich ab. Bis
weilen, wiewohl selten, sind auf seiner
Oberfläche dunkle flecken- und streifen-
artigeGebisde wahrgenommenworden, die
nach kurzem Bestand wieder verschwanden.
Schröter und Harding haben aus
der Bewegung eines solchen Objekts, das
