Abrir o menú principal

Mercurio (planeta)

primeiro planeta do Sistema solar, contando a partir do Sol

Índice

Mercurio é o primeiro planeta do Sistema solar, contando a partir do Sol. É o segundo menor do sistema solar: o seu diámetro é un 40% menor que o da Terra e só un 40% maior que o da Lúa. É ata menor que Ganimedes, unha das lúas de Xúpiter, ou que Titán, unha lúa de Saturno. É un mundo inhóspito para os humanos, no que se acadan altas e tamén baixas temperaturas, debido á proximidade do Sol e a que por efecto da marea solar a través do tempo, ten unha duración de día parella á do ano (período de revolución arredor do seu propio eixe en relación ó período de revolución arredor do Sol), e polo tanto, cando unha parte do planeta entra na súa propia sombra, emite moita calor. É un mundo morto tamén xeoloxicamente, pois ten un tamaño reducido como planeta (é dicir, gran superficie pola que puido saír ó exterior a enerxía interna debida á aglutinación de materiais no centro planetario, deixando tal fuga enerxética de ter relevancia xeolóxica hai tempo e polo tanto, deixando de ter enerxía para os movementos da superficie), sendo a influencia solar sobre o planeta a maior con diferenza de todo o sistema solar

Mercurio foi bautizado polos romanos en honor ó mensaxeiro dos deuses, de alas nos pés, porque parecía moverse máis axiña do que calquera outro planeta. Ao ser un planeta con órbita máis pequena que a Terra, Mercurio pasa de xeito periódico entre esta e o Sol, fenómeno ó que se lle chama tránsito de Mercurio.

Ambiente xeralEditar

Se un explorador andase pola superficie de Mercurio, vería un mundo semellante ao chan lunar. Os montes ondulados e cubertos de poeira foron erosionados polo constante bombardeo de meteoritos. Existen escarpas con varios quilómetros de altura e centenas de quilómetros de lonxitude. A superficie está punteada de cráteres. O explorador notaría que o Sol parece dúas veces e media maior que dende a Terra; porén, o ceo está sempre (exceptuando o lugar xusto onde se atope o Sol) negro pois Mercurio practicamente non ten atmosfera e a que ten non é suficiente para causar a dispersión da luz. Ó ter o ceo negro, se o explorador ollase fixamente para o espazo, vería dúas estrelas brillantes, unha con tonalidade crema, Venus, e a outra azul, a Terra.

Historia do coñecemento sobre o planetaEditar

Antes da Mariner 10, pouco se coñecía de Mercurio por causa da dificultade de observalo cos telescopios terrestres: na máxima distancia, visto desde a Terra, está apenas a 28º de separación do Sol. Por iso, só se pode ver, durante o día, ben inmediatamente antes de nacer o Sol ou ben inmediatamente despois do solpor. Cando se observa ó amencer ou ó anoitecer, Mercurio está tan baixo no horizonte, que a luz ten que pasar a través do equivalente a 10 veces a capa da atmosfera terrestre que pasaría se Mercurio estivese directamente por riba de nós.

Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli creou un esquema onde mostraba algunhas estruturas de Mercurio. Concluíu que Mercurio debería estar "preso" ao Sol de modo a acompañar o seu movemento, tal como a Lúa está "presa" á Terra. En 1962, os radioastrónomos estudaron as emisións de radio de Mercurio e concluíron que o lado escuro é quente de máis para estar preso, acompañando o movemento. Era de esperar que fose moito máis frío se estivese sempre virado para o lado oposto ó Sol. En 1965, Pettengill e Dyce estimaron o período de rotación de Mercurio, baseándose en observacións de radar, de 59 +- 5 días. Máis tarde, en 1971, Goldstein mellorou o cálculo do período de rotación para 58,65 +- 0,25 días por medio de observacións do radar. Despois de observacións máis próximas obtidas pola Mariner 10, o período foi estimado en 58,646 +- 0,005 días.

RotaciónEditar

A pesar de non estar preso ao Sol, o seu período de rotación está relacionado co período orbital. Mercurio xira unha vez e media por cada órbita. Por causa desta relación de 3:2, un día en Mercurio (desde o nacer do Sol ata ao nacer do Sol do día seguinte) dura 176 días terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte.

No pasado distante de Mercurio, o seu período de rotación debe ter sido menor. Os científicos especularon que a rotación debe ter sido de preto de 8 horas, mais ó longo de millóns de anos foi gradualmente retardando por influencia do Sol. Un modelo deste proceso mostra que este retardo levaría 109 anos e debería ter elevado a temperatura interior uns 100 kelvin.

Mariner 10Editar

Artigo principal: Mariner 10.

Moitos dos descubrimentos científicos sobre Mercurio veñen da sonda espacial Mariner 10 que foi lanzada en 3 de novembro de 1973. Pasou en 29 de marzo de 1974 a unha distancia de 705 km da superficie do planeta. En 21 de setembro de 1974 pasou por segunda vez o 16 de marzo de 1975 pola terceira vez. Durante estas visitas, foron obtidas máis de 2.700 fotografías, cubrindo o 45% da superficie de Mercurio. Ata ese momento, os científicos non sospeitaban que Mercurio tiña un campo magnético. Eles pensaban que, por ser pequeno, o seu núcleo solidificárase hai moito tempo. A presenza dun campo magnético indica que o planeta ten un núcleo de ferro que está polo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos son xerados pola rotación dun núcleo condutivo fundido e este efecto é coñecido como efecto de dinamo.

A Mariner 10 mostrou que Mercurio ten un campo magnético que é un 1% máis forte que o da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graos en relación ao eixo de rotación de Mercurio e produce unha magnetosfera á volta do planeta. A orixe do campo magnético é descoñecida. Pode ser producido polo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra orixe do campo pode ser a magnetización residual das rochas férreas que foron magnetizadas cando o planeta tiña un campo magnético forte, durante a súa xuventude. Cando o planeta se solidificou, a magnetización residual permaneceu.

DensidadeEditar

Xa antes da Mariner 10, sabíase que Mercurio tiña unha alta densidade. A súa densidade é de 5,44 g/cm³ e é comparable á densidade da Terra, de 5,52g/cm³. Nun estado non comprimido a densidade de Mercurio é 5,5 g/cm³ en tanto a da Terra é apenas de 4,0 g/cm³. Esta alta densidade indica que o planeta está constituído por 60 a 70 por cento en peso de metal e 30 por cento en peso de silicatos. Isto dá un núcleo cun raio de 75% do raio do planeta e un volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

Características da superficieEditar

As fotografías obtidas pola Mariner 10 mostran un mundo que parece a lúa. Está cribado de cráteres, contén cuncas de aneis e moitas correntes de lava. Os cráteres varían en tamaño desde os 100 metros (a resolución de imaxe máis pequena que se consegue obter pola Mariner 10) ata 1.300 quilómetros e están en varios estados de conservación. Algúns son recentes con arestas vivas e raios brillantes. Outros están altamente degradados, con arestas que foron suavizadas polo bombardeo de meteoritos. O maior cráter en Mercurio é a bacia Caloris Planitia. Unha bacia foi definida por Hartmann e Kuiper (1962) como unha "depresión circular larga con aneis concéntricos distintos e liñas radiais". Outros consideran cada cráter con máis de 200 km como unha bacia. A bacia Caloris ten 1.300 quilómetros de diámetro, e probabelmente foi causada por un proxectil cunha dimensión de máis de 100 km. O impacto produciu unha elevación con aneis concéntricos con tres quilómetros de altura e expeleu materia polo planeta ata unha distancia de 600 a 800 quilómetros. (Outro bo exemplo dunha bacia con aneis concéntricos é a rexión Vallalla en Calisto, unha lúa de Xúpiter). As ondas sísmicas producidas polo impacto en Caloris concentráronse no outro lado do planeta e provocaron unha zona de terreo caótico. Despois do impacto, o cráter foi parcialmente cheo con lava. Mercurio está cheo de grandes peñascos ou escarpas que aparentemente se formaron cando Mercurio arrefeceu e sufriu unha compresión de algúns quilómetros. Esta compresión produciu unha crista engurrada con escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de lonxitude.

A maior parte da superficie de Mercurio está cuberta de planicies. Moitas delas son antigas e cribadas de cráteres, mais algunhas das planicies teñen menos cráteres. Os científicos clasificaron estas planicies como planicies intercráteres e planicies suaves. As planicies intercráteres están menos saturadas de cráteres que teñen menos de 15 km de diámetro. Estas planicies probabelmente foron formadas cando as correntes de lava cubriron os terreos máis antigos. As planicies suaves son recentes con poucos cráteres. Existen planicies suaves ó redor da cunca Caloris. Nalgunhas áreas poden ser vistas pequenas porcións de lava a encher os cráteres.

Formación do planetaEditar

A historia da formación de Mercurio é semellante á da Terra. Hai preto de 4.500 millóns de anos formáronse os planetas. Esta foi unha época de bombardeo intenso sobre os planetas, que eran alcanzados pola materia e fragmentos da nebulosa da que se formaron. Logo no inicio desta formación, Mercurio probabelmente ficou cun núcleo metálico denso e unha cortiza de silicatos. Despois do intenso período de bombardeo, correntes de lava percorreran o planeta e cubriron a cortiza máis antiga. Nesa época, moitos dos fragmentos desapareceron e Mercurio entrou nun período de bombardeo máis lixeiro. Durante este período formáronse as planicies intercráteres. Entón Mercurio arrefeceu. O núcleo contraeuse, o que á súa vez quebrou a cortiza e produciu as escarpas. Durante a terceira etapa, a lava correu polas rexións máis baixas, producindo as áreas máis chas. Durante a cuarta etapa, os bombardeos de micrometeoritos crearon unha superficie de poeira que é coñecida por regolito. Algúns meteoritos pouco maiores chegaron á superficie e produciron os cráteres de raios luminosos. Alén de colisións ocasionais de meteoritos, a superficie de Mercurio xa non está activa e permanece no mesmo estado de hai millóns de anos.

Véxase taménEditar