KOSMOGRAFIE

De planeet Mercurius

Het is een planeet om volgende reden:

1. draait direkt rond een ster, de Zon (en niet om iets anders dat zelf rond een ster draait);
2. heeft een bijna ronde vorm (door zijn eigen zwaartekracht);
3. de omgeving van zijn baan heeft schoongeveegd (ofwel: geen soortgelijke voorwerpen in de buurt van zijn baan heeft).

• Regel 1 maakt verschil tussen planeten en manen. Sommige manen zijn groter dan sommige planeten, maar omdat de manen rond iets anders en niet direkt rond de ster (zoals de zon) zijn het zelf geen planeten.
• Regel 2 maakt verschil tussen planeten en kleinere hemellichamen, die niet rond zijn.
• Regel 3 betekent dat sommige ronde hemellichamen die direkt rond de Zon draaien toch geen planeten zijn. Dit geldt ook voor Pluto, die vanaf zijn ontdekking in 1930 tot aan 2006 wel een planeet genoemd werd, en voor Ceres (de grootste asteroïde) en diverse hemellichamen die ongeveer net zo groot zijn als Pluto en door hetzelfde deel van de ruimte bewegen als Pluto.
  Als een hemellichaam wel aan regels 1 en 2 voldoet maar niet aan regel 3, dan wordt het nu een dwergplaneet genoemd.

In 2006 heeft de De Internationale Astronomische Unie (IAU) bovenstaande definities opgesteld. IAU is de officiële internationale organisatie voor de sterrenkunde. De IAU stelt onder meer standaarden vast voor gebruik in de sterrenkunde. De IAU bepaalt de officiële naam voor zaken buiten de Aarde in het Zonnestelsel, zoals voor manen, kometen en asteroïden, en voor kraters en bergen op andere planeten, manen en asteroïden. De IAU heeft ook de grenzen en namen van de officiële sterrenbeelden vastgesteld.

De kleinste planeet in ons zonnestelsel wordt steeds kleiner. Vanaf haar ontstaan tot heden is de diameter van Mercurius met 1,5 kilometer afgenomen. Dat blijkt uit de bestudering van data van het onbemande ruimtevaartuig MESSENGER dat langs de planeet vloog. Men denkt dat Mercurius krimpt, omdat haar kern langzaam afkoelt. De planeet heeft haar relatief sterke magnetisch veld ook aan dit proces te danken. De ijzerrijke kern maakt zestig procent van de massa van de planeet uit. Dankzij MESSENGER werd al eerder bewijs van vulkanische activiteit op Mercurius gevonden. De planeet was drie tot vier miljard jaar geleden zeer actief. In de atmosfeer van Mercurius werden er silicium-, natriumionen (ion) ontdekt. Deze zijn door de zonnewind (een stroom van geladen deeltjes) meegenomen van het oppervlak van de Zon. Omdat Mercurius zich relatief dichtbij de Zon bevindt, krijgt het de volle laag. De deeltjes worden vervolgens gevangen door het magnetisch veld van de planeet. Mercurius is, sinds Pluto de status van planeet verloor, de kleinste planeet in ons zonnestelsel. Voordat MESSENGER Mercurius opzocht, was het ook de minst verkende planeet.

Enkele gegevens over Mercurius
Gemiddelde afstand tot de zon	0,3871 A.E. (57,909 milj. km)
Kleinste afstand tot de zon	0,3075 A.E. (46,001 milj. km)
Grootste afstand tot de zon	0,4667 A.E. (69,817 milj. km)
siderische omlooptijd	0,2408518 jaar
synodische periode	115,877 dagen
baansnelheid	47,872 km/sec
Equatoriale diameter	4879,4 km
Siderische rotatieduur	58 dg 15 uur 30 min en 34 sec
Massa	0,0552736 (aarde = 1)
Gemiddelde dichtheid	5,428 gram per kubieke cm
Zwaartekracht aan het oppervlak	0,37848 (aarde = 1)
Gemiddelde temperatuur	441 K (168°C)
albedo	5,6%
absolute magnitude	-0,36
Schijnbare grootte	5 tot 13 boogseconden

Is de planeet van ons zonnestelsel die het dichtst bij de Zon staat. Mercurius is in onze streken alleen onder gunstige omstandigheden met het blote oog waar te nemen. Met behulp van een prismakijker vormt het vinden van Mercurius aan de avond- of de morgenhemel geen probleem (mits zijn elongatie van de Zon, maximaal 27°45", voldoende groot is).

1. Baan
Mercurius loopt in 88 dagen om de Zon, in een ellips waarvan de halve grote as 60 miljoen km bedraagt of 0,387× de aardbaanstraal, terwijl de excentriciteit 0,206 bedraagt. Ten gevolge van deze grote excentriciteit varieert de afstand van Mercurius tot de Zon van 46 miljoen km in het perihelium tot 70 miljoen km in het aphelium. De snelheid in zijn baan bedraagt gemiddeld 48 km/s. Het baanvlak van Mercurius maakt een hoek van 7° met het vlak van de aardbaan. Ten gevolge van storingen verandert de baan van Mercurius voortdurend. De bekendste verandering is de zgn. periheliumdraaiing, dwz. de draaiing van de verbindingslijn perihelium-aphelium. De precieze grootte van deze draaiing (43 boogseconden per honderd jaar méér dan voorspeld op basis van de klassieke newtoniaanse mechanica) levert een van de spectaculairste bewijzen van Einsteins algemene relativiteitstheorie.

Een apside of apsis is een van de twee extreme punten van de elliptische baan van een hemellichaam, ofwel het punt dat het dichtste bij (peri-) het omcirkelde object ligt, ofwel het punt dat daar het verst vandaan (apo-) ligt. Bij een object dat om de Zon draait spreken we van perihelium en aphelium, bij de Aarde van perigeum en apogeum en in een dubbelster van periastron en apastron.

2. Bewegingen aan de hemel
Daar de baan van Mercurius ver binnen die van de Aarde ligt, ziet men deze planeet steeds in de omgeving van de Zon, ten opzichte waarvan zij na gemiddeld 116 dagen (de synodische omlooptijd) eenzelfde stand inneemt. De boogafstand waartoe Mercurius zich van de Zon kan verwijderen is sterk veranderlijk; hij varieert van 17°50' tot 27°45'. De punten van grootste afstand links en rechts van de Zon noemt men de grootste oostelijke resp. westelijke elongatie. Wanneer Mercurius links van de Zon staat, kan men hem 's avonds kort na zonsondergang in het westen laag boven de horizon waarnemen als avondster. Rechts van de Zon staande is hij morgenster en komt hij voor de Zon op. In een kijker gezien vertoont de planeet schijngestalten, evenals de Maan.
2.1 Zonsovergangen
Wanneer Mercurius tussen de Zon en de Aarde passeert, kan men hem soms voor de zonneschijf langs zien trekken. Dit gebeurt alleen als hij zich tijdens de benedenconjunctie (conjunctie) bevindt in de nabijheid van de snijlijn van zijn baanvlak met dat van de Aarde, dit is de knopenlijn. De Aarde passeert deze knopenlijn omstreeks 7 mei en 9 nov. Bij conjuncties die in deze tijd plaatsvinden kan dus een overgang van Mercurius over de zonneschijf optreden. Er was een overgang op 15 november 1999. Tien keer per eeuw komt Mercurius tussen de aarde en de zon. De Mercurius-overgangen in 1986, 1993 en 1999 waren niet te zien vanuit België. De Mercurius-overgang in 1993 was te zien als een heel kleine stipje, op 7 mei van 07.11 tot 12.32h. De Mercurius-overgang van 8 november 2006 was niet te zien vanuit België, terwijl de daaropvolgende (9 mei 2016) wel te zien zal zijn vanuit België.

3. Aswenteling
Zowel Antoniadi (1870 - 1944, Grieks-Frans) als Schiaparelli vóór hem leidde uit zijn waarnemingen af dat Mercurius in 88 dagen om zijn as wentelde. Volgens deze opvatting keerde Mercurius dus steeds dezelfde kant naar de Zon en werd slechts één halfrond verlicht. De door Antoniadi vervaardigde kaart van Mercurius vertoont dan ook slechts één halfrond. Sinds 1965 heeft men met behulp van radarwaarnemingen vanaf de Aarde echter ontdekt dat de rotatietijd 58, 65 ± 0,1 dagen bedraagt. Dit betekent dat Mercurius in 176 dagen 2 × om de Zon en 3 × om zijn eigen as draait: de lengte van de dag op Mercurius bedraagt dan ook 176 van onze dagen. Een hernieuwde analyse van de visuele waarnemingen kon deze gegevens bevestigen. De vroegere opvatting dat de planeet steeds dezelfde zijde naar de Zon keert, moest dus worden verlaten.

4. Diameter en massa
Mercurius is de kleinste van de planeten. Zijn middellijn bedraagt 4878 ± 2 km of 0, 38 × die van de Aarde. Daar de afstand Aarde-Mercurius wisselt van 82 miljoen tot 218 miljoen km, varieert zijn schijnbare middellijn tussen 12,9² en 4,7².
De massa (3, 305 × 1023 kg) is ca. 0,055 van die van de Aarde; de dichtheid is 5,43 ± 0,01 g/cm³ (vrijwel dezelfde als die van de Aarde). De zwaartekracht aan het oppervlak is 3,7 m/s² (38% van die aan het aardoppervlak).
4.1 Schijnbare helderheid
De helderheid van Mercurius varieert tussen die van de sterren Sirius en Aldebaran. De albedo bedraagt 0, 06. Hierin komt hij dus sterk overeen met de Maan, waarmee hij in vele opzichten uitstekend is te vergelijken.

5. Temperatuur
Aan de dagzijde van Mercurius kan de temperatuur oplopen tot 450 °C (het verschil wordt veroorzaakt doordat de afstand tot de Zon nogal varieert ten gevolge van de grote excentriciteit van de baan). Op de nachtzijde daalt de temperatuur tot -173°C. De temperaturen zijn berekend uit de metingen in het infrarood die door instrumenten in de Mariner-10 werden gedaan. Het verschil tussen dag- en nachttemperatuur is voor een planeet extreem groot; de dagelijkse schommeling is op Mercurius groter dan bij enige andere planeet. De extreem ijle atmosfeer heeft namelijk geen invloed op de dagelijkse temperatuurvariatie. In kraters aan de polen komt mogelijk ijs voor.
Mercurius heeft een erg trage rotatie. Daardoor blijft een oppervlak heel erg lang in de zon en krijgt het geen kans om af te koelen. Het zijn trouwens altijd dezelfde plaatsen op Mercurius die bij het perihelium, wanneer de planeet het dichtst bij de zon staat, naar de zon zijn toegekeerd. De temperatuur ligt hier gemiddeld dus hoger dan op andere plaatsen op Mercurius en loopt op tot 470 °C. Deze twee plekken worden daarom ook de hete polen genoemd, naar analogie met de magnetische en de geografische polen.

6. Atmosfeer
De waarnemingen via de Mariner-10 bevestigden dat Mercurius vrijwel geen atmosfeer bezit. De atmosferische druk aan het oppervlak is kleiner dan 10-11 maal die op Aarde. In de atmosfeer werden helium en atomaire waterstof gevonden. Het gaat daarbij vrijwel zeker om atomen uit de zonnewind, die tijdelijk door de zwaartekracht van Mercurius worden vastgehouden. In 1986 werden er vanaf de Aarde natrium en kalium in de uiterst ijle atmosfeer aangetoond; deze gasdeeltjes zouden door de inslag van micrometeorieten en de energierijke deeltjes en straling van de Zon uit het oppervlak worden vrijgemaakt.

7. Oppervlak
De kennis omtrent de fysische gesteldheid van de planeet berustte, tot in 1974 en 1975 foto's beschikbaar kwamen die met de Mariner-10 waren gemaakt, hoofdzakelijk op de waarnemingen van E.M. Antoniadi. Gedurende de jaren 1924-1929 nam hij Mercurius waar met de kijker van 83 cm opening te Meudon. Hij zag een groot aantal vlekken, waarvan de vorm constant bleek te zijn; hij schreef ze toe aan vaste bodemformaties. De kleinst zichtbare details op Mercurius waren enkele honderden kilometers; hiervan maakte Antoniadi de eerste kaart.
7.1 Ruimteonderzoek
Met de Mariner-10 werden in 1974 en 1975 ruim 2700 bruikbare foto's gemaakt, waarop details tot 100 m middellijn zichtbaar zijn. Hieruit bleek dat Mercurius wat betreft het oppervlak in alle opzichten lijkt op de Maan, zoals reeds eerder als waarschijnlijk was aangenomen. Op Mercurius komen kraters en grote bassins voor, vlakke gebieden en kloven, ravijnen en lavastromen. Een prominente structuur, de eerste die via de Mariner-10 als krater kon worden aangemerkt, werd genoemd naar de Nederlandse astronoom Gerard Peter Kuiper; deze krater heeft een diameter van 40 km. Er zijn twee belangrijke verschillen tussen het oppervlak van Mercurius en dat van de Maan. Ten eerste zijn de diameters van de 'dekens' van uitgeworpen materiaal rond inslagkraters veel kleiner dan op de Maan ten gevolge van de grotere zwaartekracht; ten tweede zijn er 'krimprimpels' op het oppervlak van Mercurius. De oorzaak van deze 'krimprimpels' in de korst (en waarschijnlijk ook de mantel) van Mercurius zoekt men in een inkrimping van de grote metallische kern van de planeet tijdens de afkoeling enkele miljarden jaren geleden.
7.1.1 Inslagbekken
Het is aannemelijk dat de grootste gefotografeerde ringvormige structuur (het Calorisbekken) met zijn 1300 km middellijn - uniek in het zonnestelsel - het gevolg is van de inslag van een planetoïde in de vroege geschiedenis van het zonnestelsel. De schokgolven die zich na deze inslag over het gehele planeetoppervlak voortplantten, ontmoetten elkaar juist op de antipode van Caloris en gaven daar aanleiding tot de vorming van een merkwaardig chaotisch landschap. Uit deze en andere onderzoekingen is Mercurius tevoorschijn gekomen als een dode planeet: dwz. een planeet zonder vulkanisme, ontgassing, gebergtevorming of inwendige activiteit.

8. Inwendige bouw
Uit zijn hoge dichtheid volgt dat Mercurius relatief veel ijzer (zo'n 70%) moet bevatten; waarschijnlijk heeft de planeet daarom net zo'n kern als de Aarde, alhoewel zijn oppervlak dezelfde samenstelling heeft als dat van de Maan. De ijzeren kern is met zijn geschatte diameter van 3600 km (driekwart van die van de planeet) ongewoon groot. Het grote verschil tussen kern, mantel en korst wijst op een sterke chemische differentiatie van de planeet, die waarschijnlijk binnen 0,5 miljard jaar na zijn vorming plaatsvond. Een andere verklaring is dat Mercurius kort na zijn ontstaan werd getroffen door een ander planeetfragment, waarbij een groot deel van zijn mantel in de ruimte verdween. Waarschijnlijk is de kern in ongeveer 2 miljard jaar geheel gestold. Dit zou de betrekkelijke inactiviteit van dat planeetoppervlak gedurende de laatste 2 à 2,5 miljard jaar verklaren.

9. Magnetisch veld
Tot grote verrassing van de deskundigen bleek door de Mariner-10 dat Mercurius een magnetisch veld heeft; de sterkte op het oppervlak is 100 tot 200 nanotesla De structuur is complex. Ter vergelijking: in de interplanetaire ruimte is de magnetische veldsterkte 6 nT; op Aarde bij de evenaar is deze 30.000 nT. Evenals de Aarde heeft Mercurius een magnetosfeer; in tegenstelling tot de Aarde vult de planeet echter die magnetosfeer bijna geheel op (gemiddelde diameter magnetosfeer is 1, 6 planeetdiameter voor Mercurius en 10 planeetdiameter voor de Aarde); dit heeft tot gevolg dat Mercurius géén stralingsgordels heeft. De oorsprong van het magnetisch veld is niet bekend. Wellicht is een deel van de kern van Mercurius nog gesmolten, zodat net als bij de Aarde van een (traag wentelende) vloeibare dynamo sprake kan zijn. Ook kan het om het fossiele restant gaan van een vroeger veld, dat remanent in de mantel van de planeet aanwezig is.

10. Mercuriusovergang
Een Mercuriusovergang is de situatie waarin de planeet Mercurius vanaf aarde gezien voor de zon langs beweegt. Mercurius is dan te zien als een kleine zwarte vlek die langzaam over de schijf van de zon beweegt. Mercuriusovergangen komen ongeveer 13 à 14 keer per eeuw voor, vaker dan Venusovergangen, vanwege de kleinere omlooptijd van Mercurius om de zon. Mercuriusovergangen kunnen maximaal een uur of zes duren. In tegenstelling tot de Venusovergang, is de Mercuriusovergang niet met het blote oog waar te nemen.
Doordat de baanvlakken van de aarde en Mercurius iets ten opzichte van elkaar hellen, kunnen Mercuriusovergangen alleen voorkomen als beide planeten in de buurt van de snijlijn van deze vlakken staan. Zo'n snijpunt wordt knoop genoemd. De aarde staat alleen in de maanden mei en november in een knoop van het Mercuriusbaanvlak. Tijdens de novemberovergangen bevindt Mercurius zich in de buurt van het perihelium van zijn baan en tijdens de mei-overgangen in de buurt van het aphelium. Daarom is de hoekdiameter van het schijfje van de planeet tijdens een mei-overgang groter (ongeveer 12") dan tijdens een novemberovergang (ongeveer 10"). Omdat Mercurius dichter bij de aarde staat in november komen de novemberovergangen ook vaker voor: met perioden van 7, 13 of 33 jaar. Mercuriusovergangen in mei komen alleen in perioden van 13 of 33 jaar voor. De eerstvolgende Mercurius-overgangen zijn in mei 2016, november 2019, november 2032 en in november 2039.

Astronomische eenheid
De astronomische eenheid (AE, Engels: AU) is een afstandsmaat die vrijwel gelijk is aan de gemiddelde afstand tussen de aarde en de zon. Een astronomische eenheid is ongeveer gelijk aan 150 miljoen kilometer; de meest recente metingen geven als precieze waarde: 149.597.870.691 meter (± 6 meter). Deze maat wordt in de astronomie gebruikt om afstanden in de ruimte aan te duiden, waardoor deze worden vergeleken met de "straal" van de baan van de aarde om de zon. Waar de grootste nauwkeurigheid nodig is, zoals in de interplanetaire ruimtevaart, zou een omschrijving "gemiddelde afstand aarde-zon" te weinig houvast geven. De aardbaan vervormt namelijk geleidelijk, onder invloed van de aantrekkingskracht van de andere planeten. Momenteel is de gemiddelde afstand aarde-zon ongeveer 16 km groter dan een astronomische eenheid, en die waarde vermindert met ongeveer 80 meter per jaar - de aardbaan "krimpt" (dit zijn gemiddelden over enkele eeuwen). Een complicatie is ook dat de aardbaan geen cirkel is maar een ellips, waardoor de afstand aarde-zon behoorlijk varieert. In de sterrenkunde is de astronomische eenheid daarom anders gedefinieerd, en wel via de derde wet van Kepler. Stel je een virtueel object met een infinitesimale massa voor dat in een cirkelbaan om de zon draait. De hoeksnelheid zal afhangen van de baanstraal. Als de hoeksnelheid exact 0,01720209895 radialen per dag bedraagt (= k, de zogeheten gravitatieconstante of Constante van Cavendish, heeft de baan per definitie een straal van 1 AE.

Andere eenheden voor grote afstanden in de ruimte zijn lichtjaar en parsec. Voorbeelden:

Pluto bevindt zich op	39,5 AE van de zon.
Jupiter staat op	5,2 AE van de zon.
De maan staat op	0,0026 AE van de aarde.

1 lichtjaar = 63.241 AE
1 AE = 149.597.870,691 ± 0,006 km
1 AE = 8,317 lichtminuten
1 AE = 499 lichtseconden
1 parsec = 206.265 AE

Siderische periode
De omlooptijd of siderische periode is de tijd die een hemellichaam er over doet om een keer om het hemellichaam waar het een satelliet van is te draaien. In ons zonnestelsel kennen wij de omlooptijden van de planeten om de Zon en de omlooptijden van de manen om de planeten. Een kleine greep uit de bekende omlooptijden in ons zonnestelstel: Omlooptijden van manen Maan (rond de Aarde) 28 dagen

Omlooptijden van planeten in ons zonnestelsel, rond de zon
Mercurius	88 dagen
Venus	225 dagen
Aarde	365,2422 dagen
Mars	2 jaar
Jupiter	12 jaar
Saturnus	30 jaar
Uranus	84 jaar
Neptunus	164 jaar

Synodische periode
De synodische periode van een hemellichaam is de gemiddelde periode die dat hemellichaam nodig heeft om weer in dezelfde positie in zijn baan te komen ten opzichte van de Aarde. De synodische periode van een buitenplaneet is de gemiddelde tijd tussen twee conjuncties of opposities, die van een binnenplaneet is de periode tussen twee bovenconjuncties of benedenconjuncties. De synodische periode van een planeet is niet gelijk aan de omlooptijd of siderische periode, omdat de Aarde zelf ook verder beweegt in haar baan.

Mercurius in bovenconjunctie
Dat betekent dat vanaf de aarde bekeken deze planeet pal achter de zon staat en dus helemaal niet waarneembaar is. Door haar korte omlooptijd rond de zon (116 dagen) komt ze echter zeer snel weer tevoorschijn en zal ze eind juni al terug aan de avondhemel te zien zijn.
Mercurius in bovenconjunctie
Vermits Mercurius van alle planeten het dichtst bij de zon staat, draait ze er ook het snelst omheen. Voor een volledige omwenteling rond de zon heeft ze slechts een drietal maanden nodig. Ze doet die aan een duizelingwekkende snelheid van 48 km/s. Als Mercurius precies tussen de aarde en de zon door schuift zegt men dat de planeet in benedenconjunctie staat. Vanaf de aarde is ze dan tegen de felle gloed van de zon onzichtbaar.

Omloopsnelheid
De omloopsnelheid van een satelliet om een centrum van zwaartekracht is de gemiddelde snelheid van de satelliet in zijn baan om het centrum. Bij kunstmanen gaat het om km/h, bij bijvoorbeeld planeten om de Zon om km/s. Hoe dichter de baan van de satelliet bij het centrum van de zwaartekracht waaromheen de omloop ligt, en hoe hoger de massa van dit centrum, hoe hoger de omloopsnelheid.

Voorbeelden
De Aarde heeft een omloopsnelheid om de Zon van 29,8 km/s. Pluto, die verder weg staat van de Zon dan de Aarde, 4,7 km/s.
Indien de baan van de satelliet geen exacte cirkel is, maar een ellips, hangt de feitelijke baansnelheid af van de positie van de satelliet in zijn baan.

Diameter
Diameter is een ander woord voor doorsnede of middellijn. Vaak kom je de woorden schijnbare diameter of ware diameter tegen. De schijnbare diameter van een hemellichaam is de middellijn, zoals je die aan de hemel ziet. Deze schijnbare diameter is altijd een hoek. Hij wordt aangegeven in graden, (boog)minuten of (boog)seconden. De schijnbare middellijn van de maan is ongeveer een halve graad. Dat is dus 30 boogminuten. Als de maan tien keer zo ver van de aarde zou staan, zou de schijnbare diameter ook tien keer zo klein worden. De ware diameter van een hemellichaam is de werkelijke diameter. Die wordt aangegeven in kilometers. Natuurlijk verandert de ware diameter niet als de afstand van het hemellichaam groter of kleiner wordt. Met een formule kunnen we de ware diameter van bijvoorbeeld een planeet berekenen.

Als w de schijnbare diameter van het hemellichaam is, gemeten in boogseconden, en D de afstand van het hemellichaam van de waarnemer in AE, dan is de diameter d van het hemellichaam in kilometers gelijk aan:

d = 725 * w * D

Als Mercurius op een afstand 1,346 AE van de aarde staat is de schijnbare grootte (gezien vanaf de Aarde) ongeveer 5 boogseconden. De schijnbare diameter is dan 725 * 5 * 1,346 = 4879,25 km
Als Jupiter het dichtste bij de Aarde staat dan is zijn schijnbare grootte (gezien vanaf de Aarde) ongeveer 46 boogseconden, en de afstand is dan ongeveer 4,2 AE. Uit de formule volgt dan dat de diameter van Jupiter ongeveer 140.000 km is. Voor Pluto zijn de overeenkomende waarden 0,16 boogseconden, 29 AE, en 3400 km.

Over het algemeen bedoelen we met ware diameter de middel lijn aan de evenaar. Een ander woord voor evenaar is equator. Vandaar dat wel gesproken wordt van equatoriale diameter. De middellijn van pool tot pool wordt natuurlijk de polaire diameter genoemd.

Afplatting
De afwijking van de bolvorm van een hemellichaam. Dit is een gevolg van de draaiing van het hemellichaam om zijn as. De afplatting van de aarde bedraagt 1/298. Dat wil dus zeggen dat de polaire diameter van de aarde 1/298 kleiner is dan de equatoriale diameter. De equatoriale middellijn bedraagt 12.756 kilometer. De polaire middellijn is dus 12.756 : 298 is bijna 43 km korter. De polaire diameter van de aarde bedraagt dus 12.756 - 43 = 12.713 km.
Er is ook een niet zo moeilijke formule om de afplatting uit te rekenen. Deze formule luidt:

afplatting = grootste middellijn - kleinste middellijn

grootste middellijn
In het voorbeeld van de aarde wordt de afplatting: De equatoriale middellijn van de aarde bedraagt 12.756 km en de polaire middellijn 12.713 km. Als we deze waarden invullen krijgen we: 12.756 - 12.713 = 43

Zoals gezegd is de afplatting een gevolg van de draaiing van dat hemellichaam om zijn as. Maar ook de dichtheid speelt een grote rol. Hoe kleiner de dichtheid van een hemellichaam, hoe groter de afplatting. Daarom heeft de planeet Jupiter een afplatting van 1/16. Saturnus, de planeet die zo'n kleine dichtheid heeft dat hij zelfs op water zou blijven drijven, heeft zelfs een afplatting van 1/10!
Hieronder geven we van alle planeten in het zonnestelsel de equatoriale en polaire middellijn alsmede de waarde van de afplatting en de afplatting in kilometers. Van de verre planeet Pluto is de afplatting nog niet bekend.

Planeet	Equatoriale middellijn in km	Polaire middellijn in km	Afplatting	Afplatting (in km)
Mercurius	4.879,4	4.879,4	0,0	0,0
Venus	12.102,8	12.102,6	0,0	0,0
Aarde	12.756,0	12.713,0	1/298,0	43,0
Mars	6.794,0	6.752,0	1/167,0	42,0
Jupiter	142.984,0	133.699,0	1/15,4	9.285,0
Saturnus	120.536,0	108.723,0	1/10,2	11.813,0
Uranus	51.118,0	49.946,0	1/43,6	1.172,0
Neptunus	49.528,0	48.583,0	1/58,5	945,0
Pluto	2.320,0	?	?	?

Siderische rotatieduur
De aarde draait om zijn as. Om één keer helemaal rond te draaien heeft de aarde 23 uur, 56 minuten en 4 seconden nodig. Dat lijkt wat vreemd, want een dag duurt toch precies 24 uur! Het verschil komt doordat de aarde niet alleen om zijn as draait maar ook om de zon. Na 23 uur, 56 minuten en 4 seconden staan de sterren weer op dezelfde plaats aan de hemel. Die tijd noemen we de siderische rotatieduur. Vaak komt men hiervoor ook de naam sterredag tegen. Dat betekent echter hetzelfde. Zoals gezegd staan de sterren na 23 uur 56 minuten en 4 seconden op dezelfde plaats aan de hemel. De zon echter nog niet. Doordat de aarde inmiddels ook een stukje verder in zijn baan om de zon is gekomen moeten we nog 3 minuten 56 seconden wachten voordat de zon precies op dezelfde plaats staat. Het tijdsverloop van 24 uur wordt ook wel één zonnedag genoemd. Bij gegevens over planeten komt men ook vaak de synodische periode tegen. Dat is de tijdsduur die een planeet nodig heeft om, gezien vanaf de aarde, weer dezelfde positie ten opzichte van de zon in te nemen.
Hieronder vindt men de siderische rotatieduur en de synodische periode van de planeten.

Planeet	Siderische rotatieduur				Synodische periode (dagen)
	Dagen	Uren	Minuten	Seconden
Mercurius	58	15	30	34,0	115,877
Venus	243	00	26	38,0	583,921
Aarde	00	23	56	04,0	1,000
Mars	00	24	37	22,7	779,936
Jupiter	00	09	55	29,7	398,884
Saturnus	00	10	39	22,4	378,092
Uranus	00	17	14	24,0	369,656
Neptunus	00	16	06	36,0	367,487
Pluto	06	09	17	38,0	366,735

Extra uitleg over Massa.

Dichtheid (natuurkunde)
De dichtheid of soortelijke massa van een materiaal is in de natuur- en scheikunde een grootheid die uitdrukt hoeveel massa van dat materiaal aanwezig is in een bepaald volume.

Traditioneel duidt men dichtheid aan met de Griekse letter ρ (rho).

p = m gedeeld door V
m: de massa en V: het volume.

In het Système International wordt dichtheid uitgedrukt in kilogram per kubieke meter (kg/m³), maar de oudere eenheid (uit het cgs-systeem) gram per kubieke centimeter (g/cm³) wordt ook nog gebruikt. De omzetting is: 1000 kg/m³ = 1 g/cm³.
Men tabelleert de dichtheid van een stof meestal bij een bepaalde temperatuur en druk omdat bij verandering daarvan de dichtheid ook verandert. Van de elementen kan de dichtheid flink uiteen lopen. Osmium en iridium bijvoorbeeld hebben de grootste dichtheden (ca. 22 590 kg/m³) en waterstof de kleinste (0,08988 kg/m³). Hiertussen bevinden zich onder meer goud (19 200 kg/m³), lood (11 300 kg/m³) en water (1000 kg/m³, per definitie bij 4 graden Celsius).

Extra uitleg over
Zwaartekracht.
Temperatuur.

Albedo
Weerkaatsingsvermogen (albedo) van verschillende oppervlaktetypes, een hogere waarde betekent dat er meer zonnestraling direct wordt teruggekaatst. De albedo van een oppervlakte is het weerkaatsingsvermogen van die oppervlakte, gedefinieerd als de verhouding tussen de hoeveelheid gereflecteerde en inkomende straling. Deze verhouding hangt in de eerste plaats af van de golflengte van het licht, maar zonder nadere aanduiding wordt meestal zichtbaar licht verondersteld. De term wordt vooral binnen de sterrenkunde en de klimatologie gebruikt. De aarde heeft een gemiddeld weerkaatsingsvermogen van 37% tot 39%, de maan is door zijn oppervlak van vulkanisch gesteente veel donkerder met een gemiddeld albedo van 7%. Venus heeft met zijn dichte wolkendek een albedo van 72%. De Saturnusmaan Enceladus is het helderste object in het zonnestelsel met een albedo van bijna 90%

Gemiddeld reflectievermogen van het aardoppervlak:
Verse sneeuw of ijs	80-95%
Oud smeltende sneeuw	40-70%
Wolken	40-90%
Woestijnzand	30-50%
Grondaarde	05-30%
Toendra	15-35%
Grasland	25-30%
Bos	10-20%
Water	10-60%

Het weerkaatsingsvermogen hangt ook af van de hoek tussen de invallende en de gereflecteerde straling, en van de oppervlaktestructuur van het reflecterend oppervlak; een gepolijste biljartbal reflecteert anders dan een harige tennisbal. Uit de albedo van hemellichamen kan men door het te vergelijken met op aarde aanwezige stoffen, gevolgtrekkingen maken omtrent het materiaal, waaruit de opppervlakte van de maan, of een ander hemellichaam, bestaat.

Magnitude
Magnitude betekent letterlijk grootte of omvang. In de geologie is het gebruik bekend in de frase "magnitude op de Schaal van Richter" om de sterkte van een aardbeving aan te geven. Dit artikel gaat in op het begrip magnitude in de astronomie. Het dubbele sterrenstelsel Sirius heeft een magnitude van -1,46. De magnitude van een ster is een getal dat de helderheid van een ster aangeeft. De (schijnbare) helderheid van sterren werd in de oudheid reeds aangegeven met getallen: de helderste sterren kende men de magnitude of grootte 1 toe en de zwakste de magnitude 6. Een klein getal betekent dus een grote helderheid. Te onderscheiden zijn de schijnbare helderheid (zoals wij deze waarnemen) en de absolute helderheid ofwel de helderheid die een ster zou hebben als ze op een afstand van 10 parsec stond. Later heeft men deze helderheidsschaal uitgebreid en verfijnd, waarbij afgesproken is dat een verschil in magnitude van 5 overeenkomt met een helderheidsverhouding van een factor 100. De magnitude is dus een logaritmische schaal waarbij een verschil in magnitude van 1 overeenkomt met een helderheidsverhouding van 2,512.
Enkele hemellichamen zijn zo helder dat hun magnitude negatief is. De zon heeft op een onbewolkte dag een magnitude van -26,5, wat men ook noteert als -26m,5 of -26,5 mag, de volle maan heeft op een heldere nacht een magnitude van -12,5.
De planeten variëren in helderheid, afhankelijk van hoever ze van de aarde afstaan en hun schijngestalte. De tabel hieronder geeft een overzicht:

Hemellichaam	Magnitude
Zon	-26,5
Mercurius	-1,3 tot +2,7
Venus	-4,4 tot -3,3
Maan (vol)	-12,5
Mars	-2,1 tot +1,8
Vesta (helderste planetoïde)	+6,4 tot +8,4
Jupiter	-2,0 tot -1,2
Saturnus	-0,2 tot +0,6
Uranus	+6,1 tot +6,3
Neptunus	+7,7 tot +7,8
Pluto	+13,8
Sirius (helderste ster)	-1,46

De helderheid van Saturnus kan nog meer variëren afhankelijk van of de ringen van boven of vanaf de kant gezien worden. In een omloop van 29,5 jaar komen beide situaties twee keer voor. De gegevens zijn ontleend aan een tabel voor het jaar 2005, in 2003 stonden de ringen maximaal "open", in 2009 stond de aarde weer precies in het vlak van de ringen en waren ze niet te zien.

Verschillende soorten magnitude
Men dient onderscheid te maken tussen de schijnbare helderheid van een ster en de absolute helderheid. De absolute helderheid van een ster, die direct samenhangt met de lichtkracht, is de helderheid die een ster zou hebben als deze op een afstand van 10 parsec (is gelijk aan 32,6 lichtjaar) stond. Zo heeft de zeer heldere ster Sirius (8,7 lichtjaren) een schijnbare magnitude van -1,46 en een absolute magnitude van (+) 1,43 (op een bijna 4 maal zo grote afstand zou hij bijna 16 maal zo zwak zijn, wat de magnitude bijna 3 hoger zou maken).
Onze zon zou een absolute magnitude van + 4,88 hebben en daarmee een onopvallende maar nog wel met het blote oog zichtbare ster zijn.
Er wordt ook onderscheid gemaakt tussen visuele- en fotografische magnitude, sterren hebben verschillende kleuren (zie ook spectraalklasse) en het blote oog heeft zijn maximale gevoeligheid in het geel, terwijl fotografische platen meer gevoelig zijn voor blauw en violet. Een blauwe ster zal in verhouding dus helderder lijken op een fotografische plaat. Voor objecten binnen ons zonnestelsel, zoals planetoïden is de absolute helderheid gedefinieerd als de helderheid wanneer het object op precies één A.E. van de zon zou staan.

Zichtbaarheid
Afhankelijk van de omstandigheden kunnen sterren tot een bepaalde magnitude met het blote oog gezien worden. In een stad met veel lichtvervuiling zullen misschien sterren tot een grensmagnitude 2 gezien kunnen worden, op een hoge bergtop ver van alle omgevingslicht is de grensmagnitude ongeveer 6. Dit is geen absolute grens, het hangt ook van de waarnemer zelf af en zelfs van de manier van kijken. De gele vlek in het centrum van het gezichtsveld is minder gevoelig voor licht dan de gebieden met staafjes er naast, maximale gevoeligheid wordt bereikt door net "naast" het object te kijken. Dit noemt men ook wel "perifeer waarnemen".
Met een telescoop worden sterren met hogere magnitudes (dus zwakkere) zichtbaar. Hoeveel zwakker hangt af van de verhouding in oppervlakte van (de pupil van) het blote oog en die van het objectief van de telescoop. Een pupil heeft in het donker een diameter van ongeveer 6 mm, een (relatief kleine) telescoop van 60 mm levert dan al een factor 100 op, en dus een winst van 5 magnituden. De grensmagnitude zal hier dus 11 zijn. Grotere telescopen leveren meer winst op, voor iedere factor 10 in diameter dus 5 magnitudes. Bij fotografische waarneming kan de grensmagnitude nog verder verlegd worden door langer te belichten. Het licht wordt hier als het ware over een langere tijd opgespaard.
In de overzichten van de sterren wordt altijd de schijnbare visuele magnitude aangegeven, tenzij anders vermeld. De lijst van helderste sterren gaat tot magnitude 2.