Redigerer Merkur (avsnitt)

== Omløpsbane og rotasjon ==
[[Fil:ThePlanets Orbits Mercury PolarView.svg|left|thumb|Datagenererte bilder av Merkurs bane (gul) rundt solen (planeten ikke er i målestokk) for en periode i 2006]]
[[Fil:Mercuryorbitsolarsystem.gif|thumb|Animasjon av Merkurs og jordens omløp rundt solen.]]
[[Fil:ThePlanets Orbits Mercury EclipticView.svg|thumb|left|Merkurs bane sett fra oppstigende knute (nederst) og fra 10° over (øverst)]]

Merkurs omløpsbane er den mest [[Eksentrisitet|eksentriske]] av [[planet]]ene; eksentrisiteten er 0,21 og den har en avstand fra [[solen]] som varierer mellom 46 millioner og 70 millioner [[kilometer]]. Det tar tilnærmet 88 dager for Merkur å ferdes en gang rundt solen. Bildet til venstre viser effektene av eksentrisiteten ved å vise plassering av Merkur inntegnet med et intervall på fem dager sammen med en sirkulær bane med samme [[radius]]. Den høyere hastigheten når planeten er nær perihel, det vil si ved den korteste avstanden til Solen, er godt synlig. 
Denne varierende avstanden til solen, kombinert med en unik 3:2-[[baneresonans]] av planetens rotasjon rundt sin akse resulterer i en kompleks variant av overflatetemperaturen.<ref name="Strom2003" group="L" /> Denne resonansen gjør at et enkelt døgn på Merkur varer i to Merkur-år, eller ca.176&nbsp;jorddøgn, hvor planetens overflate opplever 88&nbsp;jorddager med solskinn og 88&nbsp;jorddager med natt.<ref name="compare" />

Banen har en helling på 7° i forhold til planet til jordens bane ([[ekliptikken]]), som vist i den nederste delen av bildet til venstre. [[Merkurpassasje]]r (når Merkur befinner seg på en linje mellom jorden og solen) er derfor ganske sjeldne tross den korte omløpstiden. I gjennomsnitt oppstår disse passasjene hvert syvende år.<ref name="Espenak2005" />

Aksehellingen er tilnærmet null;<ref name="Cosmic1" group="L" /> de beste målte verdiene er så lave som 0,027°.<ref name="Margot2007" /> Det er betydelig mindre enn [[Jupiter]] som har den nest minste aksehellingen av alle planetene med 3,1 °. Dette betyr at en observatør på [[Ekvator|Merkurs ekvator]] aldri vil se solen gå mer enn 2,1&nbsp;[[bueminutt]]er over horisonten.<ref name="Margot2007" />

Terminatoren, linjen som markerer overgangssonen mellom planetens sol- og skyggeside, beveger seg ikke raskere enn rundt 3.5 km/t, betraktelig saktere enn på jorden hvor linjen beveger seg med 1600 km/t.<ref>[https://books.google.no/books?id=iR_UDwAAQBAJ&pg=PA312&dq=%22is+moving+at+about+3.5+km/hour%22&hl=no&sa=X&ved=2ahUKEwijkcq-lZ_wAhVCs4sKHQ5LAG0Q6AEwAHoECAAQAg#v=onepage&q=%22is%20moving%20at%20about%203.5%20km%2Fhour%22&f=false Spacefarers: How Humans Will Settle the Moon, Mars, and Beyond]</ref>

Visse steder på overflaten vil en observatør, på én enkelt Merkur-dag, kunne se solen stige halvveis, for så å gå ned før den går opp igjen. Dette er et resultat av at Merkurs banehastighet ca. fire dager før perihel er nøyaktig lik dens rotasjonshastighet slik at solens tilsynelatende bevegelse opphører; ved perihel overstiger Merkurs vinkelbanehastighet hastigheten til vinkelrotasjonen. Dermed synes solen å bevege seg i en [[Retrograd bevegelse|retrograd retning]]. Fire dager etter perihel fortsetter solens normale tilsynelatende bevegelse ved disse stedene.<ref name="Strom2003" group="L" />

=== Spinn-bane-resonans ===
[[Fil:Mercury's orbital resonance.svg|thumb|Etter en runde har Merkur rotert 1,5 ganger, så etter to fulle omløp er samme halvkule igjen belyst.]]

I mange år var det antatt at Merkur var synkront [[Bundet rotasjon|tidevannslåst]] med solen, med én [[rotasjon]] for hvert omløp og alltid den samme siden rettet mot solen på samme måte som den samme siden av månen alltid vender mot jorden. [[Radar]]observasjoner i 1965 viste imidlertid at planeten har en 3:2 spinn-bane-resonans, der den roterer tre ganger for hvert andre omløp rundt solen. Eksentrisiteten i banen gjør resonansen stabil &ndash; ved perihel, når tidevannskreftene fra solen er sterkest, står solen nærmest stille på Merkurs himmel.<ref name="Liu1965" />

Den opprinnelige grunnen til at astronomer trodde den var synkront låst var at når Merkur var best plassert for observasjoner, var det alltid på nesten samme tidspunkt i dens 3:2 resonans og dermed ble den samme delen av planeten synlig. Dette er fordi Merkurs rotasjonsperiode tilfeldigvis er nesten nøyaktig halvparten av den synodiske perioden med hensyn på jorden. På grunn av Merkurs 3:2 spinn-bane-resonans varer et [[soldøgn]] (lengden mellom to [[Meridian (astronomi)|meridian]][[Astronomisk passasje|passasjer]] av solen) ca. 176 jorddager.<ref name="Strom2003" group="L" /> En [[Siderisk tid|siderisk dag]] (perioden av rotasjonen) varer ca. 58,7 jorddager.<ref name="Strom2003" group="L" />

Simuleringer indikerer at [[baneeksentrisitet]]en varierer [[kaosteori|kaotisk]] fra nær null (sirkulær) til mer enn 0,45 over millioner av år på grunn av [[perturbasjon]] fra andre planeter.<ref name="Strom2003" group="L" /><ref name="Correia2009" /> Dette er tenkt å forklare Merkurs 3:2 spinn-bane-resonans (snarere enn den mer vanlige 1:1) siden denne tilstanden er mer sannsynlig å oppstå i løpet av en periode med høy eksentrisitet.<ref name="Correia2004" /> Numeriske simuleringer viser at en påvirkning på baneresonansen fra Jupiter kan føre til at eksentrisiteten til Merkurs bane øker til et punkt hvor det er 1 % sjanse for at planeten kan kollidere med Venus i løpet av de neste fem milliarder år.<ref name="Laskar2009" />

=== Forståelsen av perihel ===
[[Fil:Merkur bane periheldreing.png|thumb|Dreiingen av Merkurs [[perihelium]]. Banens eksentrisitet og presesjonsrate er sterkt overdrevet. Mellom de enkelte framstilte perihelposisjonene ligger det i virkeligheten {{Formatnum: 58000}} omløp rundt solen.]]
I 1859 oppdaget den franske matematikeren og astronomen [[Urbain Le Verrier]] at Merkurs perihel [[Presesjon|dreier]] på en måte som avviker fra det [[Newtons bevegelseslover|Newtons lover om bevegelse]] forutsetter. For å forklare dette avviket foreslo han, blant en rekke andre mulige forklaringer, at en annen planet kanskje kunne eksistere i en bane nærmere solen.<ref name="Verrier1859" /> En annen framsatt forklaring var at solen er flattrykt ved polene. [[Neptun (planet)|Neptun]] ble funnet etter å studere forstyrrelser i [[Uranus|Uranus' bane]], og dette ledet astronomer til å fatte tiltro til en slik forklaring. Den hypotetiske planeten ''[[Vulkan (planet)|Vulkan]]'' ble aldri funnet.<ref name="Baum1997" group="L" />

Merkurs perihel preseserer med {{Formatnum:5600}}&nbsp;buesekunder per århundre. Newtonsk mekanikk, med påvirkningen fra andre planeter tatt i betraktning, spår en presesjon på {{Formatnum:5557}}&nbsp;buesekunder per århundre.<ref name="Clemence1947" /> På begynnelsen av 1900-tallet ga imidlertid [[Albert Einstein]]s [[Den generelle relativitetsteorien|generelle relativitetsteori]] en fullstendig beskrivelse av presesjonen.<ref name="wudka1998" /> Merkurs presesjon skyldes masseekspansjon, og bekreftet en av Einsteins teorier. Merkur er litt tyngre ved perihelium enn ved aphelium, ettersom det der beveger seg raskere. Effektene er svært små; forskjellen i periheliums inntreffelse ifølge de respektive teoriene er bare 42,98&nbsp;[[buesekund]]er per århundre. Tilsvarende, men mye mindre, er effektene for andre planeter; 8,62&nbsp;buesekunder per århundre for [[Venus]], 3,84 for [[jorden]], 1,35 for [[Mars (planet)|Mars]] og 10,05 for [[1566 Icarus]].<ref name="Gilvarry1953" /><ref name="Anonymous" />