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Mercurio

When men are arrived at the goal, they should not turn back.- Plutarch



 

Lista de Temas

Introducción

Mercurio recibió este nombre de los romanos por el mensajero de pies alados de los dioses ya que parecía moverse más rápido que ningún otro planeta. Es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán.

Si un explorador pudiese poner sus pies en la superficie de Mercurio, descubriría un terreno muy parecido a la superficie lunar. Las colinas redondeadas y cubiertas de polvo de Mercurio han sido erosionadas por el constante bombardeo de meteoritos. Las fallas se levantan varios kilómetros en altura y se prologan cientos de kilómetros. Los cráteres recubren la superficie. El explorador notaría que el Sol parece dos veces y media más grande que en la Tierra; sin embargo, el cielo estás siempre negro debido a la falta de una atmósfera suficiente para provocar la dispersión de la luz. A medida que el explorador recorra el espacio con su vista, podría ver dos brillantes estrellas. Una con aspecto cremoso, Venus y la otra de color azul, la Tierra.

Hasta el Mariner 10, poco se sabía sobre Mercurio debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios de la Tierra. En su máxima elongación está a solo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la Tierra. Debido a esto, solo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando una masa considerable de la atmósfera terrestre.

En la década de 1880, Giovanni Schiaparelli realizó un dibujo que recogía algunas características tenues de Mercurio. Determinó que Mercurio debía estar anclado por las mareas al Sol, tal como lo está la Luna a la Tierra. En 1962, los radioatrónomos estudiaron las emisiones de radio procedentes de Mercurio y determinaron que el lado oscuro estaba demasiado caliente para que existiese este anclaje mareal. Debería estar mucho más frío si nunca se enfrentaba a los rayos del Sol. En 1965,Pettengill y Dyce determinaron el período de rotación de Mercurio en 59 +- 5 día a partir de las observaciones por radar. Má tarde, en 1971, Goldstein refinó el período de rotación hasta los 58.65 +- 0.25 día utilizando también observaciones por radar. Después de la observación cercana por la nave espacial Mariner 10, el perió se estbleció en 58.646 +- 0.005 días.

Aunque Mercurio no está anclado por las mareas al Sol, su período rotacional está relacionado con su período orbital. Mercurio rota sobre si mismo una vez y media en cada órbita. Debido a esta relación 3:2, un día de Mercurio (de un amanecer a otro amanecer) dura 176 días terrestres tal como se recoge en el siguiente diagrama.

Durante el pasado lejano de Mercurio, su período de rotación podría haber sido más rápido. Los científicos especulan que su rotación podría haberse realizado en tan sólo 8 horas, pero durante millones de años se ha ralentizado debido a las mareas solares. Un modelo de este proceso indica que tal desaceleración podría tardar 109 años y aumentaría la temperatura interior del planeta unos 100 grados Kelvin.

La mayor parte de los hallazgos científicos proceden de la nave espacial Mariner 10 que fue lanzada el 3 de Noviembre de 1973. Pasó por las cercanías del planeta el 29 de Marzo de 1974 a una distancia de 705 kilómetros desde la superficie. El 21 de Septiembre de 1974 pasó por segundo vez cerca del planeta y el 16 de Marzo de 1975 lo hizo una tercera vez. Durante estas visitas, se realizaron mas de 2,700 fotografías, que cubren el 45% de la superficie de Mercurio. Hasta esa fecha los científicos no habían llegado a sospechar siguiera que Mercurio poseyese campo magnético. Pensaban que como era pequeño, su núcleo no se podía haber solidificado hace mucho tiempo. La presencia de un campo magnético indica que el planeta tiene un núcleo de hierro que esta al menos parcialmente fundido. Los campos magnéticos son generados por la rotación de un núcleo fundido conductivo en un proceso que recibe el nombre de efecto dinamo.

El Mariner 10 nos mostró que Mercurio posee un campo magnético que es el 1% del campo magnético terrester. Este campo magnético está inclinado unos 7 grados respecto al eje de rotación de Mercurio y produce magnetosfera alrededor del planeta. La fuente de este campo magnético es desconocida. Podría deberse a un núcleo de hierro parcialmente fundido situado en el interior del planeta. Otra fuente del campo podróa ser la magnetización remanente de las rocas con hierro en su composici&acoute;n que fueron magnetizadas por un campo mágnetico más potente durante los años de juventud del planeta. A medida que el planeta se enfrió y solidificó la magnetización remanete se conservó.

Incluso antes del Mariner 10, ya se sabía que Mercurio tenía una densidad elevada. Su densidad es 5.44 g/cm3 que es comparable a la densidad terrestre de 5.52 g/cm3. En un estado sin compresión, la densidad de Mercurio es de 5.5 g/cm3 mientras que la de la Tierra sólo llega a los 4.0 g/cm3. Esta alta densidad indica que el planeta está compuesto en un 60 a 70 por ciento por un metales pesados y un 30% por silicatos pesado. Esto da lugar a un núcleo que ocupa el 75% del radio del planeta y tiene un volumen igual al 42% del volumen total del planeta.

La Superficie de Mercurio

Las imágenes enviadas a la Tierra por la nave espacial Mariner 10 muestran un mundo que recuerda a la Luna. Esta recubierto por cráteres, contiene grandes cuencas de anillos múltiples, y muchos ríos de lava. Los cráteres van desde los 100 metros (tamaño más pequeño que se puede diferenciar en las imágenes del Mariner 10) hasta los 1,300 kilómetros. Aparecen en varios estados de preservación. Algunos son jóvenes con bordes abruptos y brillantes rayos que se alejan de ellos. Otros están muy degradados, con bordes que han sido suavizados por el bombardeo de meteoritos. El cráter más grande de Mercurio es la Cuenca Caloris. Una cuenca fue definida por Hartmann y Kuiper (1962) como una "gran depresión circular con diferentes anillos concéntricos y alineaciones radiales". Otros consideran que cualquier cráter superior a los 200 kilómetros es una cuenta. La Cuenca Caloris tiene 1,300 kilómetros de diámetro, y fue causada probablemente por proyectiles que superaban los 100 kilómetros de sección. El impacto dió lugar a anillos montañosos concéntricos con alturas de tres kilómetros y enviaron su eyecciones hasta los 600 u 800 kilómetros sobre la superficie del planeta. (Otro buen ejemplo de cuenca con anillos concéntricos es la Región Valhalla en la luna de Júpiter, Calisto) Las ondas sísmicas producidas por el impacto en Caloris se enfocaron en el otro lado del planeta, dando lugar a una región de terreno caótico. Después del impacto el cráter se llenó parcialmente por ríos de lava.

Mercurio está marcado por grandes acantilados curvos o escarpaduras lobulares que fueron aparentemente formados a medida que Mercurio se enfriaba y se encogía en tamaño varios kilómetros. Esta reducción de tamaño produjo una corteza arrugada con farallones de varios kilómetros de altura y cientos de kilómetros de longitud.

La mayor parte de la superficie de Mercurio está cubierta por llanuras. Muchas de ellas son viejas y están llenas de cráteres, pero algunas más jóvenes tienen menos cráteres. Los científicos han clasificado estas llanuras como llanuras intercráter y llanuras suaves. Las primeras están menos saturadas de cráteres y estos tienen diámetros inferiores a los 15 kilómetros. Estas llanuras fueron formadas probablemente cuando los ríos de lava sepultaron el terreno antiguo. Las llanuras suaves son más jóvenes todavía con menos cráteres. Estas ultimas se pueden encontrar alrededor de la cuenca Caloris En algunas zonas se pueden ver parches de lava lisa que recubren los cráteres.

La historia de la formación de Mercurio es similar a la de la Tierra. Hace unos 4,500 millones de años se formó el planeta. Esta fue una época de intenso bombardeo de los planetas a medida que recolectaban el material y los restos de la nebulosa de la que se formaron. En una etapa temprana de esta formación, Mercurio probablemente se diferenció en un denso núcleo metálico y una corteza de silicatos. Despues de un período de intenso bombardeo, la lava corrío por la superficie del planeta y recubrió la antigua corteza. Alcanzado este punto, la mayor parte de los residuos de la nebulosa original habían sido barridos ya y Mercurio entró en un período de bombardeo más ligero. Durante este período se formaron las llanuras intercráteres. Luego Mercurio se enfrió. Su núcleo se contrajo dando lugar a su vez a la rotura de la corteza y originando la aparición de prominentes escarpes lobulares. Durante la tercera etapa, la lava anegó las tierras bajas y produjo las llanuras suaves. Durante la cuarta etapa el bombardeo de micrometeoritos produjo una superficie pulverulenta también conocida como regolito. Unos pocos meteoritos de mayor tamaño chocaron contra la superficie produciendo brillantes cráteres con radios. Salvo por las ocasionales colisiones de algún meteorito, la superficie de Mercurio ya no está activa y permanece como estaba hace millones de años.

¿Puede existir agua en Mercurio?

Podría parecer que Mercurio no puede poseer agua bajo ninguna forma. Tiene una atmósfera muy tenue y está muy caliente durante el día, pero en 1991 científicos del Caltech lanzaron ondas de radio sobre Mercurio y detectaron un retorno brillante muy poco usual sobre el polo norte del planeta. El aparente brillo del polo norte podría ser explicado por la presencia de hielo sobre o justo debajo de la superfice. Pero, ¿es posible que Mecurio tenga hielo? Debido a que la rotación de Mercurio es casi perpendicular a su plano orbital, el polo norte siempre ve el sol por debajo del horizonta y los científicos sospechan que podría estas a temperatura inferiores a los -161°C. Estas gélidas temperaturas podrían atrapar el agua que surge del planeta en forma de gas, o los hielos llevados hasta allí por los impactos cometarios. Estos depósitos de hielo podrían estar cubiertos por una capa de polvo y, a pesar de ello, dar un retorno brillante en el radar.

Estadísticas de Mercurio
 Masa (kg) 3.303e+23 
 Masa (Tierra = 1) 5.5271e-02 
 Radio ecuatorial (km) 2,439.7 
 Radio ecuatorial (Tierra = 1) 3.8252e-01 
 Densidad media (gm/cm^3) 5.42 
 Distancia media desde el Sol (km) 57,910,000 
 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1) 0.3871 
 Período rotacional (días) 58.6462 
 Período orbital (días) 87.969 
 Velocidad media orbital (km/sec) 47.88 
 Excentricidad orbital 0.2056 
 Inclinación de su eje (grados) 0.00 
 Inclinación orbital (grados) 7.004 
 Gravedad en la superficie ecuatorial (m/sec^2) 2.78 
 Velocidad de escape ecuatorial (km/sec) 4.25 
 Albedo geométrico visual 0.10 
 Magnitud (Vo) -1.9 
 Temperatura media en la superficie 179°C 
 Temperatura máxima en la superficie 427°C 
 Temperatura mínima en la superficie -173°C 
 Composición atmosférica
Helio
Sodio
Oxígeno
Otros

42% 
42% 
15% 
1% 

Animaciones de Mercurio

Vistas de Mercurio

Vista Entrante de Mercurio
Éste fotomosaico de Mercurio se construyó con fotos tomadas por el Mariner 10 seis horas después que la nave espacial llegase a las cercanías del planeta el 29 de Marzo de 1974. Estas imágenes se tomaron desde una distancia de 5,380,000 kilómetros (3,340,000 millas). (Cortesía Calvin J. Hamilton, USGS y NASA)

Mercurio
Éste mosaico de dos imágenes (FDS 26850, 26856) fue creado con fotos tomadas por el Mariner 10 unas cuantas horas después del acercamiento y primer encuentro de la nave espacial con el planeta el 29 de Marzo de 1974. (Crédito: Calvin J. Hamilton, y NASA)

Vista Saliente de Mercurio
Este mosaico de Mercurio fue creado a partir de más de 140 imágenes tomadas por la nave espacial Mariner 10 durante su vuelo por las cercanías del planeta más interior del sistema solar el 29 de Marzo de 1974. La trayectoría del Mariner 10 llevó a la nave espacial a través del hemisferio oculto de Mercurio. Las imágenes fueron realizadas durante el alejamiento de la nave del planeta, después de abandonar su sombra. (Cortesía Mark Robinson, Northwestern University)

Colinas de Mercurio
Como "terreno raro" se describe mejor a estas colinas, región delineada de Mercurio. Ésta área es el punto antípoda del gran cráter Caloris. La onda de impacto producida por el impacto del Caloris se reflejó y se enfocó a su punto antípoda, así se revolvió la corteza y se rompió en una serie de bloques complejos. El área que cubre es de cerca de 100 kilómetros (62 millas) de lado. (Crédito: Calvin J. Hamilton, y NASA; FDS 27370)

Suroeste de Mercurio
Ésta imagen es una parte del cuadrante suroeste de Mercurio tomada el 29 de Marzo de 1974, por la nave espacial Mariner 10. La fotografía se tomó cuatro horas después del momento de mayor acercamiento cuando el Mariner estuvo a 198,000 kilómetros (123,000 millas) del planeta. Los cráteres más grandes que se ven en ésta imagen tienen cerca de 100 kilómetros (62 millas) de diámetro. (Crédito: Calvin J. Hamilton, y NASA; FDS 27216, 27217, 27224, 27225)

Cráter Caloris
Éste cuadro muestra el Cráter Caloris (localizado a medio camino en la sombra del delimitador de la mañana). Caloris siginifica en Latín calor y el cráter es llamado así por su cercanía al punto subsolar (el punto más cercano al Sol) cuando Mercurio está en afelio. El cráter Caloris tiene un diámetro de 1,300 kilómetros (800 millas) y es la estructura más grande conocida de Mercurio. Se formó por el impacto de un proyectil con dimensiones de asteroide. El piso interior del cráter contiene llanuras lisas pero es altamente ranurado y fracturado. El norte está hacia arriba de la imagen. (Crédito Calvin J. Hamilton, y NASA; FDS 188-199)

Piso del Cráter Caloris
Ésta imagen es una vista de alta resolución del Cráter Caloris mostrado en la imagen anterior. Ésta muestra ranuras y fracturas que se incrementan en tamaño hacia el centro del cráter (superior izquierda). (Crédito: Calvin J. Hamilton, y NASA; FDS 126)

Cráteres con Aureolas Brillantes
Ésta imagen muestra dos grandes cráteres (superior derecha) con aureolas brillantes. Los cráteres tienen cerca de 40 kilómetros (25 millas) de diámetro. Las aureolas y rayos cubren a otros elementos en la superficie indicando que éstos son de los mas jóvenes en Mercurio. (Crédito: Calvin J. Hamilton, y NASA; FDS 275)

Cráter de Doble Anillo
Ésta imagen muestra un cráter de doble anillo el cual tiene un diámetro de 200 kilómetros (120 millas). El piso contiene material en llanuras lisas. El anillo interno del cráter está en una elevación menor que el anillo externo. (Crédito: Calvin J. Hamilton, y NASA; FDS 27301)

Grandes Fallas en Mercurio
Ésta imagen del Mariner 10 muestra el Rupes Santa María, que es el elemento sinuoso y obscuro que está atravesando el cráter en el centro de ésta imagen. Se descubrieron muchos elementos de Mercurio con las imágenes del Mariner y se interpretaron como enormes fallas donde parte de la corteza mercuriana fue empujada un poco encima de la parte adyacente por fuerzas de compresión. La abundancia y la longitud de las fallas indican que el radio de Mercurio decreció en 1-2 kilómetros (.6 - 1.2 millas) después de la solidificación y el impacto de cráteres en su superficie. Su volúmen probablemente cambió debido al enfriamiento del planeta, seguido de la formación de una corteza metálica de tres cuartos del tamaño del planeta. El norte está hacia arriba y tiene 200 kilómetros (120 millas). (Crédito: Calvin J. Hamilton, LPI, y NASA; FDS 27448)

Cordillera Antoniadi
Ésta es una imagen de unos 450 kilómetros (280 millas) de la cordillera llamada Antoniadi. Viaja a lo largo del borde derecho de la imagen, y cruza de lado a lado a un gran cráter de 80 kilómetros (50 millas) cerca de la mitad de su camino. Cruza llanuras lisas hacia el norte y llanuras entre cráteres al sur [Strom et al., 1975]. (Crédito: Calvin J. Hamilton, y NASA; FDS 27325)

Bibliografía

Davies, M. E., S. E. Dwornik, D. E. Gault, y R. G. Strom. Atlas of Mercury. NASA SP-423. Washington, D.C.: U.S. Government Printing Office, 1978.

Mariner 10 Preliminary Science Report. Science, 185:141-180, 1974.

Mariner 10 Imaging Science Final Report. Journal of Geophysical Research, 80(17):2341-2514, 1975.

Strom, Robert G. et al. "Tectonism and Volcanism on Mercury." Journal of Geophysical Research, 80(17):2478-2507, 1975.

Trask, Newell J. y John E. Guest. "Preliminary Geologic Terrain Map of Mercury." Journal of Geophysical Research, 80(17):2461-2477, 1975.

 

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Autor: Calvin J. Hamilton © 1997-2000
Traducido al Español por: Mario L. Saucedo y Antonio Bello
Reservados todos los derechos