Mercury Planets : ดาวพุธ ดาวเคราะห์ 🇹🇭

Orbit, rotation, and Longitude

Mercury has the most eccentric orbit of all the planets in the Solar System; its eccentricity is 0.21 with its distance from the Sun ranging from 46,000,000 to 70,000,000 km (29,000,000 to 43,000,000 mi). It takes 87.969 Earth days to complete an orbit. The diagram illustrates the effects of the eccentricity, showing Mercury's orbit overiald with a circular orbit having the same semi-major axis. Mercury's higher velocity when it is near perihelion is clear from the greater distance it covers in each 5-day interval. In the diagram, the varying distance of Mercury to the Sun is represented by the size of the planet, which is Inversely proportional to Mercury's distance from the Sun.

🔥Pictures used to accompany the description:

1. The actual color of Mercury (from the MESSENGER spacecraft in 2008).

2. The animation shows the orbits of Mercury and Earth around the Sun.

3. Mercury to scale among the Inner Solar System planetary-mass objects. From left: Mercury, Venus, Earth, the Moon, Mars and Ceres

4. Mercury's internal structure and magnetic field

5. Enhanced-color renderings of Mercury created using color and elevation data from MESSENGER

6. MASCS spectrum scan of Mercury's surface by MESSENGER

7. Enhanced-color image of craters Munch (left), Sander (center), and Poe (right) amid volcanic plains (orange) Near the Heat Basin

8. Perspective view of Caloris Basin high (red); low (blue)

9. Graph showing relative strength of Mercury's magnetic field

10. The orbit of Mercury (2006)

11. After one orbit, Mercury has rotated 1.5 times, so after two complete orbits the same hemisphere is again illuminated

12. Apsidal precession of Mercury's orbit

13. False-color image of Carnegie Rupes, a tectonic landform-high terrain (red); low (blue).

14. Mercury Planets.

This varying distance to the Sun leads to Mercury's surface being flexed by tidal bulges raised by the Sun that are about 17 times stronger than the Moon's on Earth. Combined with a 3:2 Spin-orbit resonance of the planet's rotation around its axis, it also results in complex variations of the surface temperature. The resonance makes a single solar day (The length between two meridian transits of the Sun) on Mercury last exactly two Mercury years, or about 176 Earth days. Mercury's orbit is inclined by 7 degrees to the plane of Earth's orbit (the ecliptic), the largest of all eight known solar planets. As a result, transits of Mercury across the face of the Sun can only occur when the planet is crossing the plane of the ecliptic at the time it lies between Earth and the Sun, which is in May or November. This occurs about every seven years on average.

Mercury's axial tilt is almost zero,  with the best measured value as low as 0.027 degrees, This is significantly smaller than that of Jupiter, which has the second smallest axial tilt of all planets at 3.1 degrees. This means that to an observer at Mercury's poles, the center of the Sun never rises more than 2.1 arcminutes above the horizon. By comparison, the angular size of the Sun as seen from Mercury ranges from 11/4 to 2 degrees across. At certain points on Mercury's surface, an observer would be able to see the Sun peek up a little more than two-thirds of the way over the horizon, then reverse and set before rising again, all within the same Mercurian day, al This is because approximately four Earth days before perihelion, Mercury's angular orbital velocity equals its angular rotational velocity so that the Suri's apparent motion ceases; closer to perihelion, Mercury's angular orbital velocity then exceeds the angular rotational velocity. Thus, to a hypothetical observer on Mercury, the Sun appears to move in a retrograde direction, Four Earth days after perihelion, the Sun's normal apparent motion resumes,  A similar effect would have occurred if Mercury had been in synchronous rotation: the alternating gain and loss of rotation over a revolution would have caused a libration of 23.65" in longitude.

For the same reason, there are two points on Mercury's equator, 180 degrees apart in longitude, at either of which, around perihelion In alternate Mercurian years (Once a Mercurian day), The Sun passes overhead, then reverses its apparent motion and passes overhead again, then reverses a second time and passes overhead a third time, taking a total of about 16 Earth days for this entire process. In the other alternate Mercurian years, the same thing happens at the other of these two points.

The amplitude of the retrograde motion is small, so the overall effect is that, for two or three weeks, the Sun is almost stationary overhead, and is at its most brilliant because Mercury is at perihelion, its closest to the Sun. This prolonged exposure to the Sun at its brightest makes these two points the hottest places on Mercury.

Maximum temperature occurs when the Sun is at an angle of about 25 degrees past noon due to diurnal temperature lag, at 0.4 Mercury days and 0.8 Mercury years past sunrise.  Conversely, there are two other points on the equator, 90 degrees of longitude apart from the first ones, where the Sun passes overhead only when the planet. is at aphelion in alternate years, when the apparent motion of the Sun in Mercury's sky is relatively rapid. These points, which are the ones on the equator where the apparent retrograde motion of the Sun happens when it is crossing the horizon as described in the preceding paragraph, receive much less solar heat than the first ones described above. Mercury attains an inferior conjunction (Nearest approach to Earth) every 116 Earth days on average, but this interval can range from 105 days to 129 days due to the planet's eccentric orbit. Mercury can come as near as 82,200,000 km (0.549 astronomical units; 51.1 million miles) to Earth, and that is slowly declining: The next approach to within 82,100,000 km

(51 million mi) is in 2679, and to within 82,000,000 km (51 million mi) in 4487, but it will not be closer to Earth than 80,000,000 km (50 million mi) until 28,622.1120) its period of retrograde motion as seen from Earth can vary from 8 to 15 days on either side of an inferior conjunction. This large range arises from the planet's high orbital eccentricity, 28 Essentially, because Mercury is closest to the Sun, when taking an average over time, Mercury is most often the closest planet to the Earth  and-in that measure-it is the closest planet to each of the other planets in the Solar System.

Observation history

Ancient astronomers

The earliest known recorded observations of Mercury are from the MULAPIN tablets.

These observations were most likely made by an Assyrian astronomer around the 14th century BC. The cuneiform name used to designate Mercury on the MUL. APIN tablets is transcribed as UDU.IDIM.GU\U4. UD ("the jumping planet"), Babylonian records of Mercury date back to the 1st millennium BC. The Babylonians called the planet Nabu after the messenger to the gods in their mythology, The Greco-Egyptian astronomer Ptolemy wrote about the possibility of planetary transits across the face of the Sun in his work Planetary Hypotheses. He suggested that no transits had been observed elther because planets such as Mercury were too small to see, or because transits were too infrequent.

In ancient China, Mercury was known as "the Hour Star (Chen-xing 辰星). It was associated with the direction north and the phase of water in the Five Phases system of metaphysics Modern Chinese, Korean, Japanese and Vietnamese cultures refer to the planet literally as the 'water star" (水星), based on the Five elements  Hindu mythology used the name Budha for Mercury, and this god was thought to preside over Wednesday. The god Odin (or Woden) of Germanic paganism was associated with the planet Mercury and Wednesday, The Maya may have represented Mercury as an owl (or possibly four owls; two for the morning aspect and two for the evening) that served as a messenger to the underworld.  Mercury was sometimes known as Stilbon (Greek: Στίλβων) meaning " The shining, glittering "

In medieval islamic astronomy, the Andalusian astronomer Abü Ishaq İbrahim al-Zarqali in the 11th century described the deferent of Mercury's geocentric orbit as being oval, like an egg or a pignon, although this insight did not influence his astronomical theory or his astronomical calculations,  In the 12th century, Ibn Bajjah observed "two planets as black spots on the face of the Sun", which was later suggested as the transit of Mercury and/or Venus by the Maragha astronomer Qotb al-Din Shirazi in the 13th century,  Most such medieval reports of transits were

later taken as observations of sunspots,

In India, The Kerala school astronomer Nilakantha Somayaji in the 15th century developed a partially hellocentric planetary model in which Mercury orbits the Sun, which in tum orbits Earth, similar to the Tychonic system later proposed by Tycho Brahe in the late 16th century.

Ground-based telescopic research

The first telescopic observations of Mercury were made by Thomas Harriot and Galileo from 1610.,  In 1612, Simon Marius observed the brightriess of Mercury varied with the planet's orbital position and concluded it had phases "in the same way as Venus and the Moon'.  In 1631, Pierre Gassendi made the first telescopic observations of the transit of a planet across the Sun when he saw a transit of Mercury predicted by Johannes Kepler. In 1639, Giovanni Zupi used a telescope to discover that the planet had orbital phases similar to Venus and the Moon., The observation demonstrated conclusively that Mercury orbited the Sun. 2

A rare event in astronomy is the passage of one planet in front of another (occultation), as seen from Earth. Mercury and Venus occult each other every few centuries, and the event of May 28, 1737, Is the only one historically observed, having been seen by John Bevis at the Royal Greenwich Observatory, The next occultation of Mercury by Venus will be on December 3, 2133.

The difficulties inherent in observing Mercury meant that it was far less studied than the other planets. In 1800, Johann Schröter made observations of surface features, claiming to have observed 20-kilometre-high (12 mi) mountains. Friedrich Bessel used Schröter's drawings to erroneously estimate the rotation period as 24 hours and an axial tilt of 70°, In the 1880s, Giovanni Schiaparelli mapped the planet more accurately, and suggested that Mercury's rotational period was 88 days, the same as its orbital period due to tidal locking, This phenomenon is known as synchronous rotation. The effort to map the surface of Mercury was continued by Eugenios Antoniadi, who published a book in 1934 that included both maps and his own observations, al Many of the planet's surface features, particularly the albedo features, take their names from Antoniadi's map.

In June 1962, Soviet scientists at the Institute of Radio-engineering and Electronics of the USSR Academy of Sciences, led by Vladimir Kotelnikov, became the first to bounce a radar signal off Mercury and receive it, starting radar observations of the planet, Three years later, radar observations by Americans Gordon H. Pettengill and Rolf 8. Dyce, using the 300-metre-wide (330 yd) Arecibo radio telescope in Puerto Rico, showed conclusively that the planet's rotational period was about 59 days, The theory that Mercury's rotation was synchronous had become widely held, and it was a surprise to astronomers when these radio observations were announced. If Mercury were tidally locked, its dark face would be extremely cold, but measurements of radio emission revealed that it was much hotter than expected, Astronomers were reluctant to drop the synchronous rotation theory and proposed alternative mechanisms such as powerful heat-distributing winds to explain the observations.

In 1965, Italian astronomer Giuseppe Colombo noted that the rotation value was about two-thirds of Mercury's orbital period, and proposed that the planet's orbital and rotational periods were locked into a 3:2 rather than a 1:1 resonance, Data from Mariner 10 subsequently confirmed this view. This means that Schiaparelli's and Antoniadi's maps were not "wrong". Instead, the astronomers saw the same features during every second orbit and recorded them, but disregarded those seen in the meantime, when Mercury's other face was toward the Sun, because the orbital geometry meant that these observations were made under poor viewing conditions.

Ground-based optical observations did not shed much further light on Mercury, but radio astronomers using interferometry at microwave wavelengths, a technique that enables removal of the solar radiation, were able to discem physical and chemical characteristics of the subsurface layers to a depth of several meters.  Not until the first space probe flew past Mercury did many of its most fundamental morphological properties become known. Moreover, technological advances have led to improved ground-based observations. In 2000, high-resolution lucky imaging observations were conducted by the Mount Wilson Observatory 1.5-metre (4.9 ft) Hale telescope. They provided the first views that resolved surface features on the parts of Mercury that were not Imaged in the Mariner 10 mission. Most of the planet has been mapped by the Arecibo radar telescope, with 5 km (3.1 mi) resolution, including polar deposits in shadowed craters of what may be water ice.

Advance of perihelion

In 1859, The French mathematician and astronomer Urbain Le Verrier reported that the slow precession of Mercury's orbit around the Sun could not be completely explained by Newtonian mechanics and perturbations by the known planets. He suggested, among possible explanations, that another planet (or perhaps instead a series of smaller "corpuscules") might exist in an orbit even closer to the Sun than that of Mercury, to account for this perturbation, Other explanations considered included a slight oblateness of the Sun. The success of the search for Neptune based on its perturbations of the orbit of Uranus led astronomers to place faith in this possible explanation, and the hypothetical planet was named Vulcan, but no such planet was ever found.

The observed perihelion precession of Mercury is 5,600 arcseconds (1.5556") per century. relative to Earth, or 574.10 ±0.65 arcseconds per century relative to the inertial ICRF. Newtonian mechanics, taking into account all the effects from the other planets and including 0.0254 arcseconds per century due to the oblateness of the Sun, predicts a precession of 5,557 arcseconds (1.5436') per century relative to Earth, or 531.63±0.69 arcseconds per century relative to ICRF In the early 20th century, Albert Einstein's general theory of relativity provided the explanation for the observed precession, by formalizing gravitation as being mediated by the curvature of spacetime. The effect is small: just 42.980±0.001 arcseconds per century (or 0.43 arcsecond per year, or 0.1035 arcsecond per orbital period) for Mercury; it therefore requires a little over 12.5 million orbits, or 3 million years, for a full excess turn. Similar, but much smaller, effects exist for other Solar System bodies: 8.6247 arcseconds per century for Venus, 3.8387 for Earth, 1.351 for Mars, and 10.05 for 1566 Icarus.

Observation

Mercury's apparent magnitude is calculated to vary between -2.48 (brighter than Sirius) around superior conjunction and +7.25 (below the limit of naked-eye visibility) around inferior conjunction. The mean apparent magnitude is 0.23 while the standard deviation of 1.78 is the largest of any planet. The mean apparent magnitude at superior conjunction Is-1.89 while that at inferior conjunction is +5.93. Observation of Mercury Is. complicated by its proximity to the Sun, as it is lost in the Sun's glare for much of the time. Mercury can be observed for only a brief period during either morning or evening twilight., Ground-based telescope observations of Mercury reveal only an illuminated partial disk with limited detail. The Hubble Space Telescope cannot observe Mercury at all, due to safety procedures that prevent its pointing too close to the Sun.  Because the shift of 0.15 revolutions of Earth in a Mercurian year makes up a seven-Mercurian-year cycle (0.15x 71.0), in the seventh Mercurian year, Mercury follows almost exactly (earlier by 7 days). the sequence of phenomena it showed seven Mercurian years before. Like the Moon and Venus, Mercury exhibits phases as seen from Earth. It is "new" at inferior conjunction and "full" at superior conjunction. The planet is rendered invisible from Earth on both of these occasions because of its being obscured by the Sun, Except at its new phase during a transit. Mercury is technically brightest as seen from Earth when it is at a full phase. Although Mercury is farthest from Earth when it is full, the greater illuminated area that is visible and the opposition brightness surge more than compensates for the distance The opposite is true for Venus, which appears brightest when it is a crescent, because it is much closer to Earth than when gibbous.

Mercury is best observed at the first and last quarter, although they are phases of lesser brightness. The first and last quarter phases occur at greatest elongation east and west of the Sun, respectively. At both of these times, Mercury's separation from the Sun ranges anywhere from. 17.9" at perihelion to 27.8 at aphelion. At greatest western elongation, Mercury rises at its earliest before sunrise, and at greatest eastem elongation, it sets at its latest after sunset. Mercury is more often and easily visible from the Southern Hemisphere than from the Northern. This is because Mercury's maximum western elongation occurs only during early autumn in the Southern Hemisphere, whereas its greatest eastern elongation happens only during late winter in the Southern Hemisphere. In both of these cases, the angle at which the planet's orbit intersects the horizon is maximized, allowing it to rise several hours before sunrise in the former instance and not set until several hours after sundown in the latter from southern mid-latitudes, such as Argentina and South Africa. An alternate method for viewing Mercury involves observing the planet with a telescope during daylight hours when conditions are clear, ideally when it is at its greatest elongation. This allows the planet to be found easily, even when using telescopes with 8 cm (3.1 in) apertures. However, great care must be taken to obstruct the Sun from sight because of the extreme risk for eye damage. This method bypasses the limitation of twilight observing when the ecliptic is located at a low elevation (e.g. on autumn evenings). The planet is higher in the sky and fewer atmospheric effects affect the view of the planet. Mercury can be viewed as close as 4º to the Sun near superior conjunction when it is almost at its brightest Mercury can, like several other planets and the brightest stars, be seen during a total solar eclipse,

Doctorate Degree (Ph.D) 🇹🇭

Surveyor / Recorder

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

Location: Koh Lanta Island/เกาะลันตา

Saladan Subdistrict, Koh Lanta District, Krabi

Province, Thailand 🇹🇭

Compiled articles in English, Thai 🇹🇭

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

Klearmilly 8888 🇹🇭

Thailand 2026 🇹🇭

April 26, 2026, 15 : 20 p.m 🇹🇭

--------------+++

วงโคจร การหมุน และลองจิจูด

(Orbit, rotation, and Longitude)

ดาวพุธมีวงโคจรที่เยื้องศูนย์มากที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ทั้งหมดในระบบสุริยะ โดยมีค่าความเยื้องศูนย์ 0.21 และระยะห่างจากดวงอาทิตย์อยู่ระหว่าง 46,000,000 ถึง 70,000,000 กิโลเมตร (29,000,000 ถึง 43,000,000 ไมล์) ใช้เวลา 87.969 วันของโลกในการโคจรครบรอบหนึ่งครั้ง แผนภาพแสดงให้เห็นถึงผลกระทบของความเยื้องศูนย์ โดยแสดงวงโคจรของดาวพุธซ้อนทับกับวงโคจรแบบวงกลมที่มีแกนกึ่งหลักเดียวกัน ความเร็วที่สูงขึ้นของดาวพุธเมื่ออยู่ใกล้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดนั้นเห็นได้ชัดจากระยะทางที่มากขึ้นที่ดาวพุธเคลื่อนที่ได้ในแต่ละช่วงเวลา 5 วัน ในแผนภาพ ระยะห่างที่เปลี่ยนแปลงไปของดาวพุธจากดวงอาทิตย์แสดงด้วยขนาดของดาวเคราะห์ ซึ่งแปรผกผันกับระยะห่างของดาวพุธจากดวงอาทิตย์.

🔥ภาพที่ใช้ประกอบคำอธิบาย :

1. สีจริงของดาวพุธ (จากยาน MESSENGER ในปี 2008)

2. ภาพเคลื่อนไหวแสดงการโคจรของดาวพุธและโลกรอบดวงอาทิตย์

3. ภาพแสดงขนาดที่แท้จริงของดาวพุธเมื่อเทียบกับวัตถุที่มีมวลระดับดาวเคราะห์ในระบบสุริยะชั้นใน จากซ้ายไปขวา: ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดวงจันทร์ ดาวอังคาร และ เซเรส

4. โครงสร้างภายใน และสนามแม่เหล็กของ ดาวพุธ

5. ภาพจำลองสีที่คมชัดยิ่งขึ้นของดาวพุธ สร้างขึ้นโดยใช้ข้อมูลสีและระดับความสูงจากยาน MESSENGER

6. การสแกนสเปกตรัม MASCS ของพื้นผิวดาวพุธโดยยาน เมสเซนเจอร์ (MESSENGER)

7. ภาพสีที่ปรับปรุงแล้วของปล่องภูเขาไฟมุนช์ (ซ้าย), แซนเดอร์ (กลาง) และโพ (ขวา) ท่ามกลางที่ราบภูเขาไฟ (สีส้ม)

ใกล้อ่างความร้อน

8. ภาพมุมมองสามมิติของแอ่งคาโลริสในระดับสูง (สีแดง) และระดับต่ำ (สีน้ำเงิน)

9. กราฟแสดงความแรงสัมพัทธ์ของสนามแม่เหล็กของดาวพุธ

10. วงโคจรของดาวพุธ ( ปี ค.ศ 2006)

11. หลังจากโคจรครบรอบหนึ่งรอบ ดาวพุธจะหมุนรอบตัวเอง 1.5 รอบ ดังนั้นหลังจากโคจรครบรอบสองรอบ ซีกโลกเดิมก็จะได้รับแสงส่องสว่างอีกครั้ง

12. การเคลื่อนที่แบบพรีเซสชันของจุดใกล้สุดของวงโคจรของดาวพุธ

13.ภาพสีเทียมของภูมิประเทศคาร์เนกี รูเปส ซึ่งเป็นภูมิประเทศที่เกิดจากการเคลื่อนตัวของแผ่นเปลือกโลก - พื้นที่สูง (สีแดง); พื้นที่ต่ำ (สีน้ำเงิน)

14. ดาวพุธ ดาวเคราะห์.

ระยะห่างที่แตกต่างกันระหว่างดาวพุธกับดวงอาทิตย์ส่งผลให้พื้นผิวของดาวพุธโค้งงอเนื่องจากแรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ ซึ่งมีกำลังแรงกว่าแรงดึงดูดของดวงจันทร์บนโลกประมาณ 17 เท่า

เมื่อรวมกับการสั่นพ้องแบบ 3:2 ระหว่างการหมุนรอบแกนของดาวเคราะห์และวงโคจรแล้ว ยังส่งผลให้เกิดการเปลี่ยนแปลงที่ซับซ้อนของอุณหภูมิพื้นผิวอีกด้วย การสั่นพ้องนี้ทำให้หนึ่งวันสุริยะ (ระยะเวลาระหว่างการเคลื่อนผ่านเส้นเมริเดียนสองครั้งของดวงอาทิตย์) บนดาวพุธยาวนานถึงสองปีของดาวพุธ หรือประมาณ 176 วันของโลก วงโคจรของดาวพุธเอียงทำมุม 7 องศา กับระนาบวงโคจรของโลก (สุริยวิถี) ซึ่งเป็นวงโคจรที่ใหญ่ที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ระบบสุริยะทั้งแปดดวงที่รู้จักกัน ดังนั้น การเคลื่อนผ่านหน้าดวงอาทิตย์ของดาวพุธจึงเกิดขึ้นได้เฉพาะเมื่อดาวเคราะห์เคลื่อนผ่านระนาบสุริยวิถีในช่วงเวลาที่อยู่ระหว่างโลกและดวงอาทิตย์ ซึ่งมักจะเกิดขึ้นในเดือนพฤษภาคมหรือพฤศจิกายน เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นโดยเฉลี่ยประมาณทุกเจ็ดปี.

มุมเอียงของแกนหมุนของดาวพุธเกือบเป็นศูนย์ โดยค่าที่วัดได้ดีที่สุดอยู่ที่ 0.027 องศา ซึ่งน้อยกว่าดาวพฤหัสบดีอย่างมาก ดาวพฤหัสบดีมีมุมเอียงของแกนหมุนน้อยเป็นอันดับสองในบรรดาดาวเคราะห์ทั้งหมดที่ 3.1 องศา นั่นหมายความว่าสำหรับผู้สังเกตการณ์ที่ขั้วของดาวพุธ ศูนย์กลางของดวงอาทิตย์จะไม่เคยขึ้นสูงเกิน 2.1 ลิปดาเหนือขอบฟ้า ในขณะที่ขนาดเชิงมุมของดวงอาทิตย์ที่มองเห็นจากดาวพุธมีตั้งแต่ 1 1/4 ถึง 2 องศา, ณ จุดบางจุดบนพื้นผิวของดาวพุธ ผู้สังเกตการณ์จะสามารถมองเห็นดวงอาทิตย์โผล่ขึ้นมาเหนือขอบฟ้าประมาณสองในสามของระยะทางทั้งหมด จากนั้นก็กลับทิศทางและตกดินก่อนที่จะขึ้นอีกครั้ง ทั้งหมดนี้เกิดขึ้นภายในวันเดียวกันของดาวพุธ นี่เป็นเพราะประมาณสี่วันของโลกก่อนถึงจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ความเร็วเชิงมุมของการโคจรของดาวพุธจะเท่ากับความเร็วเชิงมุมของการหมุนรอบตัวเอง ดังนั้นการเคลื่อนที่ปรากฏของดวงอาทิตย์จึงหยุดลง เมื่อใกล้ถึงจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด.

ความเร็วเชิงมุมของการโคจรของดาวพุธจะเกินความเร็วเชิงมุมของการหมุนรอบตัวเอง ดังนั้นสำหรับผู้สังเกตการณ์สมมติบนดาวพุธ ดวงอาทิตย์จึงปรากฏว่าเคลื่อนที่ในทิศทางย้อนกลับ สี่วันของโลกหลังจากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด การเคลื่อนที่ปรากฏปกติของดวงอาทิตย์จะกลับมาอีกครั้ง ผลกระทบที่คล้ายกันนี้จะเกิดขึ้นหากดาวพุธหมุนรอบตัวเองแบบซิงโครนัส การได้และเสียการหมุนสลับกันไปตลอดการโคจรจะทำให้เกิดการแกว่งตัว 23.65 นิ้วในลองจิจูด.

ด้วยเหตุผลเดียวกันนี้ จึงมีจุดสองจุดบนเส้นศูนย์สูตรของดาวพุธ ซึ่งห่างกัน 180 องศาในแนวยาว โดยที่จุดใดจุดหนึ่งในช่วงใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (perihelion) ในปีเว้นปี (หนึ่งวันตามปฏิทินดาวพุธ) ดวงอาทิตย์จะโคจรผ่านเหนือศีรษะ จากนั้นจะเปลี่ยนทิศทางการเคลื่อนที่ปรากฏ และโคจรผ่านเหนือศีรษะอีกครั้ง จากนั้นจะเปลี่ยนทิศทางการเคลื่อนที่ปรากฏเป็นครั้งที่สอง และโคจรผ่านเหนือศีรษะเป็นครั้งที่สาม โดยกระบวนการทั้งหมดนี้ใช้เวลาประมาณ 16 วันบนโลก ในปีเว้นปีอื่นๆ ตามปฏิทินดาวพุธ เหตุการณ์เดียวกันนี้จะเกิดขึ้นที่อีกจุดหนึ่งในสองจุดนี้ การเคลื่อนที่ย้อนกลับของดาวพุธมีขนาดไม่มากนัก ดังนั้นผลโดยรวมคือ ดวงอาทิตย์จะอยู่เหนือศีรษะเกือบนิ่งเป็นเวลาสองถึงสามสัปดาห์ และจะสว่างที่สุดเนื่องจากดาวพุธอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด (จุดเพริเฮเลียน) การได้รับแสงแดดที่สว่างที่สุดเป็นเวลานานเช่นนี้ ทำให้สองจุดนี้เป็นจุดที่ร้อนที่สุดบนดาวพุธ.

อุณหภูมิสูงสุดเกิดขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์ทำมุมประมาณ 25 องศาหลังเที่ยงวัน เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิรายวัน ซึ่งเกิดขึ้นประมาณ 0.4 วันของดาวพุธ และ 0.8 ปีของดาวพุธ หลังพระอาทิตย์ขึ้น ในทางกลับกัน ยังมีอีกสองจุดบนเส้นศูนย์สูตร ซึ่งอยู่ห่างจากจุดแรก 90 องศาของลองจิจูด ที่ดวงอาทิตย์จะผ่านเหนือศีรษะเฉพาะเมื่อดาวพุธอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด (aphelion) ในแต่ละปีเว้นปี ซึ่งการเคลื่อนที่ปรากฏของดวงอาทิตย์บนท้องฟ้าของดาวพุธค่อนข้างรวดเร็ว จุดเหล่านี้ ซึ่งเป็นจุดบนเส้นศูนย์สูตรที่การเคลื่อนที่ย้อนกลับปรากฏของดวงอาทิตย์เกิดขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์เคลื่อนผ่านขอบฟ้า ดังที่ได้อธิบายไว้ในย่อหน้าก่อนหน้า จะได้รับความร้อนจากแสงอาทิตย์น้อยกว่าจุดแรกที่กล่าวมาข้างต้นมาก

โดยเฉลี่ยแล้ว ดาวพุธจะโคจรมาอยู่ใกล้โลกมากที่สุด (จุดใกล้โลกที่สุด) ทุกๆ 116 วันของโลก แต่ช่วงเวลานี้อาจคลาดเคลื่อนได้ตั้งแต่ 105 วันถึง 129 วัน

เนื่องจากวงโคจรของดาวเคราะห์เป็นวงรี ดาวพุธสามารถโคจรเข้ามาใกล้โลกได้มากที่สุดถึง 82,200,000 กิโลเมตร (0.549 หน่วยดาราศาสตร์; 51.1 ล้านไมล์) และระยะห่างนี้กำลังลดลงเรื่อยๆ การโคจรเข้ามาใกล้โลกมากที่สุดในระยะ 82,100,000 กิโลเมตร (51 ล้านไมล์) ครั้งต่อไปคือในปี 2679 และในระยะ 82,000,000 กิโลเมตร (51 ล้านไมล์) ในปี 4487 แต่จะโคจรเข้ามาใกล้โลกไม่เกิน 80,000,000 กิโลเมตร (50 ล้านไมล์) จนกว่าจะถึงปี 2862,1120 ระยะเวลาการเคลื่อนที่ย้อนกลับของดาวพุธเมื่อมองจากโลกอาจแตกต่างกันไปตั้งแต่ 8 ถึง 15 วันในแต่ละด้านของการโคจรเข้ามาใกล้โลกมากที่สุด ช่วงกว้างนี้เกิดจากความเยื้องศูนย์กลางวงโคจรที่สูงของดาวเคราะห์ 28 โดยพื้นฐานแล้ว เนื่องจากดาวพุธอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด เมื่อพิจารณาค่าเฉลี่ยในช่วงเวลา ดาวพุธจึงมักเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด และในแง่นั้น ดาวพุธจึงเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ในระบบสุริยะมากที่สุดด้วย.

ประวัติการสังเกต

(Observation history)

นักดาราศาสตร์โบราณ

(Ancient astronomers)

หลักฐานการสังเกตการณ์ดาวพุธที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ทราบนั้น มาจากแผ่นจารึก มูลาปิน MULAPIN

การสังเกตการณ์เหล่านี้มีแนวโน้มว่าจะเกิดขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวอัสซีเรียราวศตวรรษที่ 14 ก่อนคริสต์ศักราช ชื่ออักษรลิ่มที่ใช้เรียกดาวพุธบนแผ่นจารึก MUL. APIN นั้นถอดความได้ว่า UDU.IDIM.GU\U4. UD ("ดาวเคราะห์กระโดด") บันทึกของชาวบาบิโลนเกี่ยวกับดาวพุธมีมาตั้งแต่สหัสวรรษที่ 1 ก่อนคริสต์ศักราช ชาวบาบิโลนเรียกดาวเคราะห์ดวงนี้ว่านาบู ตามชื่อผู้ส่งสารของเทพเจ้าในตำนานของพวกเขา

นักดาราศาสตร์ชาวกรีก-อียิปต์ ปโตเลมี ได้เขียนเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของการเคลื่อนผ่านหน้าดวงอาทิตย์ของดาวเคราะห์ในงานเขียนเรื่องสมมติฐานเกี่ยวกับดาวเคราะห์ของเขา เขาเสนอว่าไม่มีการสังเกตการณ์การเคลื่อนผ่านหน้าดวงอาทิตย์เลย

อาจเป็นเพราะดาวเคราะห์เช่นดาวพุธมีขนาดเล็กเกินกว่าจะมองเห็นได้ หรือเพราะการเคลื่อนผ่านหน้าดวงอาทิตย์เกิดขึ้นไม่บ่อยนัก.

ในจีนโบราณ ดาวพุธเป็นที่รู้จักในชื่อ "ดาวแห่งชั่วโมง" (Chen-xing 辰星) มันเกี่ยวข้องกับทิศเหนือและธาตุน้ำในระบบห้าธาตุของอภิปรัชญา วัฒนธรรมจีน เกาหลี ญี่ปุ่น และเวียดนามสมัยใหม่เรียกดาวเคราะห์ดวงนี้ว่า "ดาวน้ำ" (水星) ตามหลักห้าธาตุ เทพปกรณัมฮินดูใช้ชื่อพระพุทธเจ้าสำหรับดาวพุธ และเชื่อกันว่าเทพองค์นี้ปกครองวันพุธ เทพโอดิน (หรือโวเดน) ในศาสนาเพแกนของชาวเยอรมันเกี่ยวข้องกับดาวพุธและวันพุธ ชาวมายาอาจจะแทนดาวพุธด้วยนกฮูก (หรืออาจจะเป็นนกฮูกสี่ตัว สองตัวสำหรับช่วงเช้าและสองตัวสำหรับช่วงเย็น) ที่ทำหน้าที่เป็นผู้ส่งสารไปยังโลกใต้ดิน บางครั้งดาวพุธก็เป็นที่รู้จักในชื่อสติลบอน (กรีก: Στίλβων) ซึ่งหมายถึง "ผู้ส่องแสง ผู้ระยิบระยับ" (The shining, glittering).

ในดาราศาสตร์อิสลามยุคกลาง นักดาราศาสตร์ชาวอันดาลูเซีย อะบู อิสฮาก อิบราฮิม อัล-ซาร์กาลี ในศตวรรษที่ 11 ได้อธิบายวงโคจรของดาวพุธรอบโลกว่าเป็นรูปวงรีคล้ายไข่หรือนกพิราบ แม้ว่าความเข้าใจนี้จะไม่ได้ส่งผลต่อทฤษฎีดาราศาสตร์หรือการคำนวณทางดาราศาสตร์ของเขา ในศตวรรษที่ 12 อิบนุ บัจญะห์ สังเกตเห็น "ดาวเคราะห์สองดวงเป็นจุดดำบนพื้นผิวของดวงอาทิตย์" ซึ่งต่อมานักดาราศาสตร์ชาวมาราฆา กอตบ์ อัล-ดิน ชิราซี ในศตวรรษที่ 13 ได้เสนอว่าเป็นการเคลื่อนผ่านของดาวพุธและ/หรือดาวศุกร์ รายงานการเคลื่อนผ่านในยุคกลางส่วนใหญ่ในภายหลังถูกตีความว่าเป็นการสังเกตจุดบนดวงอาทิตย์ ในอินเดีย นักดาราศาสตร์สำนักเกรละ นิลากันธา โสมยาจี ในศตวรรษที่ 15 ได้พัฒนารูปแบบดาวเคราะห์แบบเฮโลเซนทริกบางส่วน โดยที่ดาวพุธโคจรรอบดวงอาทิตย์ ซึ่งในทางกลับกันก็โคจรรอบโลก คล้ายกับระบบไทโคนิกที่ไทโค บราเฮ เสนอในปลายศตวรรษที่ 16.

การวิจัยด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน

(Ground-based telescopic research)

การสังเกตการณ์ดาวพุธด้วยกล้องโทรทรรศน์ครั้งแรกเกิดขึ้นโดยโทมัส แฮร์ริออตและกาลิเลโอในปี ค.ศ. 1610 ในปี ค.ศ. 1612 ไซมอน มาริอุส สังเกตเห็นความสว่างของดาวพุธที่เปลี่ยนแปลงไปตามตำแหน่งวงโคจรของดาวเคราะห์ และสรุปว่าดาวพุธมีเฟส "ในลักษณะเดียวกับดาวศุกร์และดวงจันทร์" ในปี ค.ศ. 1631 ปิแอร์ กัสเซนดี ได้ทำการสังเกตการณ์การเคลื่อนผ่านของดาวเคราะห์ผ่านดวงอาทิตย์ด้วยกล้องโทรทรรศน์เป็นครั้งแรก โดยเขาได้เห็นการเคลื่อนผ่านของดาวพุธที่โยฮันเนส เคปเลอร์ได้ทำนายไว้ ในปี ค.ศ. 1639 โจวันนี ซูปี ใช้กล้องโทรทรรศน์เพื่อค้นพบว่าดาวเคราะห์ดวงนี้มีเฟสวงโคจรคล้ายกับดาวศุกร์และดวงจันทร์

การสังเกตการณ์แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าดาวพุธโคจรรอบดวงอาทิตย์ 2 ปรากฏการณ์ที่หาได้ยากในทางดาราศาสตร์คือการที่ดาวเคราะห์ดวงหนึ่งโคจรผ่านหน้าดาวเคราะห์อีกดวงหนึ่ง (การบังกัน)Occultation เมื่อมองจากโลก ดาวพุธและดาวศุกร์จะบังกันทุกๆ สองสามศตวรรษ และเหตุการณ์เมื่อวันที่ 28 พฤษภาคม ค.ศ. 1737 เป็นเหตุการณ์เดียวที่มีการสังเกตการณ์ทางประวัติศาสตร์ โดยจอห์น เบวิส เป็นผู้พบเห็นที่หอดูดาวหลวงกรีนิช การบังกันครั้งต่อไปของดาวพุธโดยดาวศุกร์จะเกิดขึ้นในวันที่ 3 ธันวาคม ค.ศ. 2133.

ความยากลำบากในการสังเกตดาวพุธทำให้ดาวพุธได้รับการศึกษาค้นคว้าน้อยกว่าดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ในปี 1800 โยฮันน์ ชโรเตอร์ ได้ทำการสังเกตลักษณะพื้นผิว โดยอ้างว่าพบภูเขาสูง 20 กิโลเมตร (12 ไมล์) ฟรีดริช เบสเซล ใช้ภาพวาดของชโรเตอร์เพื่อประเมินคาบการหมุนรอบตัวเองอย่างผิดพลาดเป็น 24 ชั่วโมง และมุมเอียงของแกนหมุน 70 องศา ในช่วงปี 1880 โจวันนี สเคียปาเรลลี ได้ทำแผนที่ดาวเคราะห์อย่างแม่นยำยิ่งขึ้น และเสนอว่าคาบการหมุนรอบตัวเองของดาวพุธคือ 88 วัน ซึ่งเท่ากับคาบการโคจรเนื่องจากการล็อกด้วยแรงโน้มถ่วง ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าการหมุนแบบซิงโครนัส ความพยายามในการทำแผนที่พื้นผิวของดาวพุธได้รับการสานต่อโดยยูจีนิออส อันโตเนียดี ผู้ตีพิมพ์หนังสือในปี 1934 ที่รวมทั้งแผนที่และการสังเกตการณ์ของเขาเอง ลักษณะพื้นผิวหลายอย่างของดาวเคราะห์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งลักษณะค่าอัลเบโด ได้รับชื่อมาจากแผนที่ของอันโตเนียดี.

ในเดือนมิถุนายน ปี 1962 นักวิทยาศาสตร์โซเวียตที่สถาบันวิศวกรรมวิทยุและอิเล็กทรอนิกส์แห่งสถาบันวิทยาศาสตร์แห่งสหภาพโซเวียต นำโดยวลาดิมีร์ โคเตลนิคอฟ เป็นกลุ่มแรกที่ส่งสัญญาณเรดาร์สะท้อนจากดาวพุธและรับสัญญาณกลับมาได้ ซึ่งเป็นการเริ่มต้นการสังเกตการณ์ดาวเคราะห์ดวงนี้ด้วยเรดาร์ สามปีต่อมา การสังเกตการณ์ด้วยเรดาร์โดยชาวอเมริกัน กอร์ดอน เอช. เพตเตนกิลล์ และรอล์ฟ 8. ไดซ์ โดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุอาเรซิโบขนาดกว้าง 300 เมตร (330 หลา) ในเปอร์โตริโก แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าคาบการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ดวงนี้อยู่ที่ประมาณ 59 วัน ทฤษฎีที่ว่าการหมุนของดาวพุธเป็นแบบซิงโครนัสได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวาง และเป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจสำหรับนักดาราศาสตร์เมื่อมีการประกาศการสังเกตการณ์ด้วยคลื่นวิทยุเหล่านี้ หากดาวพุธถูกล็อกด้วยแรงโน้มถ่วง ด้านมืดของมันจะเย็นจัด แต่การวัดการปล่อยคลื่นวิทยุเผยให้เห็นว่ามันร้อนกว่าที่คาดไว้มาก นักดาราศาสตร์ลังเลที่จะละทิ้งทฤษฎีการหมุนแบบซิงโครนัส และเสนอทางเลือกอื่น ๆ เช่น ลมที่กระจายความร้อนอย่างรุนแรง เพื่ออธิบายการสังเกตการณ์เหล่านี้.

ในปี 1965 จูเซปเป โคลอมโบ (Giuseppe Colombo)

นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี สังเกตว่าค่าการหมุนของดาวพุธนั้นประมาณสองในสามของคาบการโคจร และเสนอว่าคาบการโคจรและการหมุนของดาวเคราะห์นั้นถูกล็อกไว้ในอัตราส่วน 3:2 มากกว่า 1:1 ข้อมูลจากยานมาริเนอร์ 10 ยืนยันมุมมองนี้ในภายหลัง ซึ่งหมายความว่าแผนที่ของสเคียปาเรลลีและอันโตเนียดีไม่ได้ "ผิด" แต่เป็นเพราะนักดาราศาสตร์เห็นลักษณะเดียวกันในทุกๆ รอบการโคจรครั้งที่สองและบันทึกไว้ แต่ละเลยสิ่งที่เห็นในระหว่างนั้น เมื่อด้านอื่นๆ ของดาวพุธหันเข้าหาดวงอาทิตย์ เนื่องจากเรขาคณิตของการโคจรทำให้การสังเกตการณ์เหล่านี้เกิดขึ้นภายใต้สภาพการมองเห็นที่ไม่ดี.

การสังเกตการณ์ทางแสงจากภาคพื้นดินไม่ได้ให้ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับดาวพุธมากนัก แต่นักดาราศาสตร์วิทยุใช้เทคนิคอินเตอร์เฟอโรเมตรีที่ความยาวคลื่นไมโครเวฟ ซึ่งช่วยให้ทราบลักษณะของชั้นใต้พื้นผิวได้ลึกหลายเมตร จนกระทั่งยานสำรวจอวกาศลำแรกบินผ่านดาวพุธ จึงทำให้ทราบถึงคุณสมบัติทางสัณฐานวิทยาพื้นฐานหลายอย่างของดาวพุธ นอกจากนี้ ความก้าวหน้าทางเทคโนโลยีทำให้การสังเกตการณ์จากภาคพื้นดินดีขึ้น ในปี 2000 การสังเกตการณ์ภาพแบบลัคกี้อิมเมจที่มีความละเอียดสูงได้ดำเนินการโดยกล้องโทรทรรศน์เฮลขนาด 1.5 เมตร (4.9 ฟุต) ของหอดูดาว Mount Wilson ซึ่งให้ภาพแรกที่สามารถแยกแยะลักษณะพื้นผิวในส่วนต่างๆ ของดาวพุธที่ไม่ได้ถ่ายภาพไว้ในภารกิจ Mariner 10 ส่วนใหญ่ของดาวเคราะห์ดวงนี้ได้รับการทำแผนที่โดยกล้องโทรทรรศน์เรดาร์ Arecibo ด้วยความละเอียด 5 กิโลเมตร (3.1 ไมล์) รวมถึงแหล่งสะสมที่ขั้วโลกในหลุมอุกกาบาตที่อยู่ในเงามืดซึ่งอาจเป็นน้ำแข็ง.

ความก้าวหน้าของการใกล้สูญพันธุ์

(Advance of perihelion)

ในปี ค.ศ. 1859 อูร์แบง เลอ แวร์ริเยร์ นักคณิตศาสตร์และนักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส รายงานว่า การเคลื่อนที่ช้าๆ ของวงโคจรของดาวพุธรอบดวงอาทิตย์นั้น ไม่สามารถอธิบายได้อย่างสมบูรณ์ด้วยกลศาสตร์ของนิวตันและการรบกวนจากดาวเคราะห์ที่รู้จักกันในปัจจุบัน เขาเสนอว่า หนึ่งในคำอธิบายที่เป็นไปได้คือ อาจมีดาวเคราะห์อีกดวงหนึ่ง (หรืออาจจะเป็นชุดของ "อนุภาคขนาดเล็ก") โคจรอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าวงโคจรของดาวพุธ เพื่ออธิบายการรบกวนนี้ คำอธิบายอื่นๆ ที่พิจารณา ได้แก่ ความแบนเล็กน้อยของดวงอาทิตย์ ความสำเร็จในการค้นหาดาวเนปจูนโดยอาศัยการรบกวนวงโคจรของดาวยูเรนัส ทำให้นักดาราศาสตร์เชื่อมั่นในคำอธิบายที่เป็นไปได้นี้ และดาวเคราะห์สมมุติฐานนี้จึงถูกตั้งชื่อว่าวัลแคน แต่ก็ไม่เคยมีการค้นพบดาวเคราะห์ดังกล่าว การเคลื่อนที่ควงของจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของดาวพุธที่สังเกตได้คือ 5,600 อาร์คเซคอนด์ (1.5556 นิ้ว) ต่อศตวรรษ เมื่อเทียบกับโลก หรือ 574.10 ±0.65 อาร์คเซคอนด์ต่อศตวรรษ เมื่อเทียบกับ ICRF กลศาสตร์นิวตัน โดยคำนึงถึงผลกระทบทั้งหมดจากดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆ และรวมถึง 0.0254 อาร์คเซคอนด์ต่อศตวรรษเนื่องจากความแบนของดวงอาทิตย์ ทำนายการเคลื่อนที่ควงที่ 5,557 อาร์คเซคอนด์ (1.5436 นิ้ว) ต่อศตวรรษ เมื่อเทียบกับโลก หรือ 531.63±0.69 อาร์คเซคอนด์ต่อศตวรรษ เมื่อเทียบกับ ICRF ในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ได้ให้คำอธิบายสำหรับการเคลื่อนที่ควงที่สังเกตได้ โดยกำหนดให้แรงโน้มถ่วงถูกส่งผ่านโดยความโค้งของกาลอวกาศ ผลกระทบนั้นเล็กน้อยมาก เพียง 42.980±0.001 อาร์คเซคอนด์ต่อศตวรรษ (หรือ 0.43 อาร์คเซคอนด์ต่อปี หรือ สำหรับดาวพุธนั้น (0.1035 อาร์คเซคอนด์ต่อคาบการโคจร) จึงต้องใช้เวลาประมาณ 12.5 ล้านรอบการโคจร หรือ 3 ล้านปี เพื่อให้เกิดการเปลี่ยนแปลงเกินหนึ่งรอบอย่างสมบูรณ์ ผลกระทบที่คล้ายกัน แต่เล็กกว่ามาก เกิดขึ้นกับวัตถุอื่น ๆ ในระบบสุริยะ ได้แก่ 8.6247 อาร์คเซคอนด์ต่อศตวรรษสำหรับดาวศุกร์ 3.8387 สำหรับโลก 1.351 สำหรับดาวอังคาร และ 10.05 สำหรับดวงจันทร์อิคารัส (Icarus).

การสังเกต

(Observation)

ค่าความสว่างปรากฏของดาวพุธคำนวณได้ว่าแปรผันระหว่าง -2.48 (สว่างกว่าดาวซิริอุส) ในช่วงใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด และ +7.25 (ต่ำกว่าขีดจำกัดการมองเห็นด้วยตาเปล่า) ในช่วงใกล้ดวงอาทิตย์น้อยที่สุด ค่าความสว่างปรากฏเฉลี่ยอยู่ที่ 0.23 ในขณะที่ค่าเบี่ยงเบนมาตรฐาน 1.78 นั้นสูงที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ทั้งหมด ค่าความสว่างปรากฏเฉลี่ยในช่วงใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ที่ -1.89 ในขณะที่ช่วงใกล้ดวงอาทิตย์น้อยที่สุดอยู่ที่ +5.93 การสังเกตดาวพุธนั้นซับซ้อนเนื่องจากอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มาก ทำให้ดาวพุธถูกบดบังด้วยแสงจ้าของดวงอาทิตย์เป็นส่วนใหญ่ ดาวพุธสามารถสังเกตได้เพียงช่วงเวลาสั้นๆ ในช่วงพลบค่ำตอนเช้าหรือตอนเย็นเท่านั้น การสังเกตดาวพุธด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินเผยให้เห็นเพียงจานดาวพุธที่สว่างเพียงบางส่วนโดยมีรายละเอียดจำกัด กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลไม่สามารถสังเกตดาวพุธได้เลย เนื่องจากขั้นตอนด้านความปลอดภัยที่ป้องกันไม่ให้กล้องโทรทรรศน์ชี้เข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากเกินไป เนื่องจากการเคลื่อนที่ 0.15 รอบของโลกในหนึ่งปีของดาวพุธทำให้เกิดวัฏจักรเจ็ดปีของดาวพุธ (0.15 x 71.0) ในปีที่เจ็ดของดาวพุธ ดาวพุธจะเคลื่อนที่ตามลำดับปรากฏการณ์ที่แสดงเมื่อเจ็ดปีก่อนเกือบจะตรงกัน (เร็วกว่า 7 วัน).

เช่นเดียวกับดวงจันทร์และดาวศุกร์ ดาวพุธก็แสดงปรากฏการณ์ข้างขึ้นข้างแรมเมื่อมองจากโลก โดยจะเป็น "ดาวใหม่" เมื่อโคจรเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด และเป็น "ดาวเต็มดวง" เมื่อโคจรเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด ในทั้งสองช่วงเวลานี้ เราจะมองไม่เห็นดาวพุธจากโลกเนื่องจากถูกดวงอาทิตย์บดบัง ยกเว้นในช่วงที่เป็นดาวใหม่ระหว่างการโคจรผ่านหน้าดวงอาทิตย์โดยทั่วไปแล้ว ดาวพุธจะสว่างที่สุดเมื่อมองจากโลกเมื่ออยู่ในช่วงข้างขึ้นเต็มดวง

แม้ว่าดาวพุธจะอยู่ห่างจากโลกมากที่สุดเมื่อเป็นดาวพุธเต็มดวง แต่พื้นที่ส่องสว่างที่มองเห็นได้มากขึ้นและความสว่างที่เพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันในช่วงตรงข้ามกับดวงอาทิตย์นั้นชดเชยระยะทางได้อย่างเหลือเฟือ ในทางตรงกันข้าม ดาวศุกร์จะปรากฏสว่างที่สุดเมื่อเป็นดาวศุกร์เสี้ยว เพราะอยู่ใกล้โลกมากกว่าเมื่อเป็นดาวศุกร์เต็มดวง สามารถสังเกตดาวพุธได้ดีที่สุดในช่วงข้างขึ้นและข้างแรม แม้ว่าจะเป็นช่วงที่มีความสว่างน้อยกว่าก็ตาม ช่วงข้างขึ้นและข้างแรมเกิดขึ้นที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุดทางทิศตะวันออกและทิศตะวันตก ตามลำดับ ในทั้งสองช่วงเวลานี้ ระยะห่างของดาวพุธจากดวงอาทิตย์จะอยู่ระหว่าง 17.9" ​​ที่จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ถึง 27.8" ที่จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดเมื่อระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุดทางทิศตะวันตก ดาวพุธจะขึ้นเร็วที่สุดก่อนพระอาทิตย์ขึ้น และเมื่อระยะห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุดทางทิศตะวันออก ดาวพุธจะตกช้าที่สุดหลังพระอาทิตย์ตก. ดาวพุธสามารถมองเห็นได้บ่อยและง่ายกว่าจากซีกโลกใต้มากกว่าจากซีกโลกเหนือ เนื่องจากตำแหน่งที่ดาวพุธอยู่ห่างจากขอบฟ้ามากที่สุดทางทิศตะวันตกจะเกิดขึ้นเฉพาะในช่วงต้นฤดูใบไม้ร่วงในซีกโลกใต้ ในขณะที่ตำแหน่งที่ดาวพุธอยู่ห่างจากขอบฟ้ามากที่สุดทางทิศตะวันออกจะเกิดขึ้นเฉพาะในช่วงปลายฤดูหนาวในซีกโลกใต้ ในทั้งสองกรณีนี้ มุมที่วงโคจรของดาวเคราะห์ตัดกับเส้นขอบฟ้าจะมีค่าสูงสุด ทำให้ดาวพุธขึ้นก่อนพระอาทิตย์ขึ้นหลายชั่วโมงในกรณีแรก และไม่ตกจนกว่าจะผ่านไปหลายชั่วโมงหลังพระอาทิตย์ตกในกรณีหลัง จากละติจูดกลางทางใต้ เช่น อาร์เจนตินาและแอฟริกาใต้

อีกวิธีหนึ่งในการสังเกตดาวพุธคือการสังเกตดาวเคราะห์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ในเวลากลางวันเมื่อสภาพอากาศแจ่มใส โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อดาวพุธอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด วิธีนี้ช่วยให้สามารถค้นหาดาวเคราะห์ได้ง่าย แม้จะใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีขนาดรูรับแสง 8 ซม. (3.1 นิ้ว) ก็ตาม อย่างไรก็ตาม ต้องระมัดระวังเป็นอย่างยิ่งในการบดบังดวงอาทิตย์เนื่องจากมีความเสี่ยงสูงต่อการทำลายดวงตา

วิธีนี้ช่วยหลีกเลี่ยงข้อจำกัดของการสังเกตในเวลาพลบค่ำเมื่อระนาบสุริยวิถีอยู่ต่ำ (เช่น ในช่วงเย็นของฤดูใบไม้ร่วง) ดาวเคราะห์จะอยู่สูงขึ้นบนท้องฟ้าและผลกระทบจากชั้นบรรยากาศต่อการมองเห็นดาวเคราะห์น้อยลง สามารถมองเห็นดาวพุธได้ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดถึง 4 องศาในช่วงใกล้จุดร่วมเหนือ ซึ่งเป็นช่วงที่ดาวพุธสว่างที่สุด ดาวพุธสามารถมองเห็นได้ในระหว่างสุริยุปราคาเต็มดวง เช่นเดียวกับดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆ และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดหลายดวง.

ปริญญาเอก (Ph.D) 🇹🇭 /อำเภอเกาะลันตา

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

พิกัด : เกาะลันตา 🇹🇭

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย 🇹🇭

ผู้เขียนบทความ ภาษาอังกฤษ, ไทย 🇹🇭

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

เคลียร์มิลลี่ 8888 🇹🇭

ประเทศไทย 2569 🇹🇭

วันที่ 26 เดือน เมษายน พ.ศ 2569 🇹🇭

เวลา 15 : 20 น. 🇹🇭

#GalaxyMapsThailand🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭

#KingRama10NumberOneInTheWorld👑🇹🇭

#QueenKlearmilly8888👑🇹🇭

#Klearmilly8888🇹🇭

https://youtube.com/shorts/OmHOmPfV3j4?si=6NV45b4MhvDrNwNW