Mercurio (planeta)

primeiro planeta do Sistema solar, contando a partir do Sol

Mercurio ☿
Mercurio, imaxe do Mariner 10
Descubrimento
Descuberto por civilizacións antigas
Descuberto na antigüidade
Características orbitais
Distancia media ao Sol 0,387UA
Raio Medio 57 910 000 km
Excentricidade 0,20563069
Período orbital 87 d 23,3 h
Período sinódico 115,88 días
Velocidade orbital media 47,8725 km/s
Inclinación orbital 7,004°
Número de Satélites 0
Caractrísticas físicas
Diámetro ecuatorial 4879,4 km
Área superficial 7,5 × 107 km²
Masa 3,302×1023 kg
Densidade media 5,43 g/cm³
Aceleración gravítica
na superficie
2,78 m/s²
Período de rotación 58 d 15.5088 h
Inclinación axial
Albedo 0,10-0,12
Velocidade de escape 4,25 km/s
Temperatura media
na superficie: Día
623 K
Temperatura media
na superficie: Noite
103 K
Temperatura
na superficie
min méd máx
90 K 440 K 700 K
Características atmosféricas
Presión atmosférica Vestixios
Potasio 31,7%
Sodio 24,9%
Osíxeno atómico 9,5%
Árgon 7,0%
Helio 5,9%
Osíxeno molecular 5,6%
Xofre 5,2%
Dióxido de carbono 3,6%
Auga 3,4%
Hidróxeno 3,2%

Mercurio é o planeta máis pequeno do sistema solar[1] e o máis próximo ao Sol. O igual que Venus, Mercurio orbita o Sol dentro da órbita terrestre como un planeta inferior, e a súa distancia aparente o Sol visto desde a Terra nunca supera os 28°. Esta proximidade ao Sol fai que o planeta só poida verse preto do horizonte occidental despois da posta de sol ou do horizonte oriental antes da saída do sol, normalmente no crepúsculo. Neste momento, pode aparecer como un obxecto brillante parecido a unha estrela, pero é máis difícil de observar que Venus. Desde a Terra, o planeta mostra telescópicamente a gama completa de fases, similar á de Venus e a Lúa, que se repite durante o seu período sinódico que é de aproximadamente 116 días (115.88 días).[2] Mercurio xira dun xeito único no Sistema Solar. Atópase situado lateralmente co Sol nunha resonancia orbital de 3:2,[3] é dicir, que en relación ás estrelas fixas, xira sobre o seu eixe exactamente tres veces por cada dúas revolucións que fai arredor do Sol.[a][4] Visto desde o Sol, nun marco de referencia que xira co movemento orbital, parece xirar só unha vez cada dous anos de Mercurio. Por tanto, un observador en Mercurio vería só un día cada dous anos mercurianos. A súa órbita arredor do Sol é de 87,97 días terrestres, a máis curta de todos os planetas do Sol.[5] O seu diámetro é un 60% 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.

O eixe de Mercurio ten a inclinación do eixo máis pequena de calquera dos planetas do Sistema Solar (uns 130 graos). A súa excentricidade orbital é a máis grande de todos os planetas coñecidos do Sistema Solar;[b] no perihelio, a distancia de Mercurio ao Sol é só uns dous terzos (ou 66%) da súa distancia no afelio. A superficie de Mercurio aparece con grandes cráteres e ten unha aparencia similar á da Lúa, o que indica que estivo xeoloxicamente inactivo durante miles de millóns de anos. Ao non ter case ningunha atmosfera que reteña a calor, ten temperaturas superficiais que varían diariamente máis que en calquera outro planeta do Sistema Solar, oscilando entre 100 K (−173 °C; −280 °F) pola noite e 700 K (427 °C; 800 °F) durante o día nas rexións ecuatoriais.[6] As rexións polares están constantemente por debaixo de 180 K (−93 °C; −136 °F). O planeta non ten satélites naturais coñecidos.

Mercurio 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,[5] de ás nos pés, porque parecía moverse máis axiña do que calquera outro planeta. Ao ser un planeta con órbita máis pequena cá da Terra, Mercurio pasa de xeito periódico entre esta e o Sol, fenómeno ó que se lle chama tránsito de Mercurio se nese momento ambos planetas e o Sol están aliñados. Dito fenómeno prodúcese unhas 13 veces cada século, téndose producido un o 11 de novembro de 2019.[7]

Dúas naves espaciais visitaron Mercurio: a Mariner 10 que o orbitou en 1974 e 1975; e a MESSENGER, lanzada en 2004, orbitaba Mercurio máis de 4.000 veces en catro anos antes de esgotar o seu combustible e chocar contra a superficie do planeta o 30 de abril de 2015.[8][9][10] Está previsto que a nave espacial BepiColombo chegue a Mercurio en 2025.[11]

NomenclaturaEditar

Os antigos coñecían a Mercurio por diferentes nomes dependendo de se era unha estrela da noite ou unha estrela da mañá. Cara ao 350 a.C., os antigos gregos decatáronse de que as dúas estrelas eran unha.[12] Coñecían o planeta como Στίλβων Stilbōn, que significa "brillar", e Ἑρμής Hermēs, polo seu movemento fugaz,[13] un nome que se conserva no grego moderno (Ερμής Ermis).[14] Os romanos puxeron o nome do planeta en honor ao deus mensaxeiro romano de pés rápidos, Mercurio (latín Mercurius), que equipararon co grego Hermes, porque se move polo ceo máis rápido que calquera outro planeta.[12][15] O símbolo astronómico de Mercurio é unha versión estilizada do caduceo de Hermes; no século XVI engadiuselle unha cruz cristiá:  .[16][17]

Características físicasEditar

 
Mercurio (primeiro pola esquerda) a escala xunto cos outros corpos máis grandes e redondeados do Sistema Solar Interior, os catro planetas terrestres, así como a Lúa e Ceres (primeiro pola dereita).

Mercurio é un dos catro planetas terrestres do Sistema Solar, e é un corpo rochoso como a Terra. É o planeta máis pequeno do Sistema Solar, cun raio ecuatorial de 2439,7 km.[18] Mercurio tamén é máis pequeno, aínda que máis masivo, que os satélites naturais máis grandes do Sistema Solar, Ganímedes e Titán. Mercurio está formado por aproximadamente un 70% de material metálico e un 30% de material de silicato.[19]

Estrutura internaEditar

 
Estrutura interna e campo magnético de Mercurio

Mercurio pode que teña unha codia e un manto sólido de silicato que recubran unha capa exterior sólida de sulfuro de ferro, unha capa máis profunda de núcleo líquido e un núcleo interno sólido.[20][21] A densidade do planeta é a segunda máis alta do Sistema Solar con 5,427 g/cm3, só un pouco menos que a densidade terrestre de 5.515 g/cm3.[18] Se se desconta o efecto da compresión gravitacional de ambos planetas, os materiais dos que está feito Mercurio serían máis densos que os da Terra, cunha densidade sen comprimir de 5,3 g/cm3 fronte ao da Terra 4.4 g/cm3.[22] A densidade de Mercurio pódese usar para deducir detalles da súa estrutura interna. Aínda que a alta densidade da Terra é debida en gran medida á compresión gravitatoria, especialmente no núcleo planetario, Mercurio é moito máis pequeno e as súas rexións interiores non están tan comprimidas. Polo tanto, para que teña unha densidade tan alta, o seu núcleo debe ser grande e rico en ferro.[23]

O raio do núcleo de Mercurio estímase en 2 020 ± 30 km (1 255 ± 19 mi), baseándose en modelos terrestres restrinxidos para ser coherentes co valor do factor do momento de inercia[24][25] Polo tanto, o núcleo de Mercurio ocupa preto do 57% do seu volume; para a Terra esta proporción é do 17%. Unha investigación publicada en 2007 suxire que Mercurio ten un núcleo fundido.[26][27] Rodeando o núcleo hai uns 500–700 km (310–430 mi) de manto composto por silicatos.[28][29] Segundo os datos da misión Mariner 10 e da observación terrestre, estímase que a codia de Mercurio é de 35 km (22 mi) de groso.[30] Non obstante, esta estimacion pode ser unha sobreestimación e a codia podería ter un grosor de 26 ± 11 km (16,2 ± 6,8 mi) baseándose no modelo de isostasia de Airy.[31] Unha característica distintiva da superficie de Mercurio é a presenza de numerosas cristas estreitas, que se estenden ata varios centos de quilómetros de lonxitude. Pénsase que estas formaronse cando o núcleo e o manto de Mercurio arrefriaron e contraíronse nun momento no que a codia xa se solidificara.[32][33][34]

O núcleo de Mercurio ten un contido de ferro maior que o de calquera outro planeta importante do Sistema Solar, e propuxéronse varias teorías para explicalo. A teoría máis aceptada é que Mercurio tiña orixinalmente unha relación metal-silicato similar a condrita dos meteoritos comúns, que se pensa que son típicos da materia rochosa do Sistema Solar, e unha masa aproximadamente 2,25 veces a súa masa actual. [35] A principios da historia do Sistema Solar, Mercurio puido ser alcanzado por un planetesimal de aproximadamente 1/6 da masa de Mercurio e varios miles de quilómetros de diámetro.[35] O impacto eliminaría gran parte da codia e o manto orixinais, deixando o núcleo atrás como un compoñente relativamente importante.[35] Propúxose un proceso similar, coñecido como hipótese do impacto xigante, para explicar a formación da Lúa.[35]

Alternativamente, Mercurio puido formarse a partir da nebulosa solar antes de que a produción de enerxía do Sol se estabilizara. Inicialmente tería o dobre da súa masa actual, pero a medida que a protosol se contraeu, as temperaturas preto de Mercurio poderían estar entre 2.500 e 3.500 K e posiblemente incluso tan altas como 10,000 K.[36] Gran parte da rocha superficial de Mercurio podería ter sido vaporizada a tales temperaturas, formando unha atmosfera de "vapor de rocha" que pudo ser arrastrada polo vento solar.[36]

Unha terceira hipótese propón que a nebulosa solar causou arrastre nas partículas a partir das cales Mercurio estaba en acreción, o que significaba que as partículas máis lixeiras se perderon a partir do material acumulado e non acumulado por Mercurio.[37] Cada hipótese #predicir unha composición da superficie diferente, e houbo dúas misións espaciais que realizaron observacións. MESSENGER, que finalizou en 2015, atopou niveis de potasio e xofre na superficie superiores aos esperados, o que suxire que a hipótese do impacto xigante e a vaporización da cortiza e o manto non se produciron porque o potasio e o xofre serían expulsados pola calor extrema destes eventos.[38] A misión BepiColombo, que chegará a Mercurio en 2025, fará observacións para comprobar estas hipóteses.[39] Os achados ata agora parecen favorecer a terceira hipótese; non obstante, é necesaria unha análise máis detallada dos datos.[40]

Xeoloxía superficialEditar

 
MASCS exploración espectral da superficie de Mercurio por MESSENGER

A superficie de Mercurio ten unha aparencia similar á da Lúa, mostrando extensas chairas similares ás dos mares lunares e grandes cráteres, o que indica que estivo xeologicamente inactivo durante miles de millóns de anos. É máis heteroxénea que a superficie de Marte ou da Lúa, que conteñen importantes extensións de xeoloxía similar, como mares lunares e mesetas.[41] As características do albedo ten áreas de reflectividade marcadamente diferentes, que inclúen cráteres de impacto, a exección resultante e o sistema de raios. As características do albedo máis grandes corresponden as chairas de maior reflectividade.[42] Mercurio ten dorsais (tamén chamadas "cristas engurradas"), semellantes os altiplanos da Lúa, montes (montañas), planitiae (chairas), rupes (acantilados) e vallis (vales).[43][44]

O manto do planeta é químicamente heteroxéneo, o que suxire que o planeta pasou por unha fase oceánica de magma no inicio da súa historia. A cristalización dos minerais e o envorco convectivo deron lugar a unha codia en capas, químicamente heteroxénea, con variacións a gran escala na composición química observadas na superficie. A codia é baixa en ferro pero alta en xofre, como resultado das condicións máis fortes de redución química que se atopan nos outros planetas terrestres. A superficie está dominada por piroxeno e olivina pobres en ferro, representados por enstatita e forsterita, respectivamente, xunto con plaxioclasio rico en sodio e minerais de magnesio, calcio e ferro-sulfuro. As rexións menos reflectantes da codia son ricas en carbono, moi probablemente en forma de grafito.[45]

Os nomes das características de Mercurio proceden de diversas fontes. Os nomes procedentes de persoas limítanse aos falecidos. Os cráteres levan o nome de artistas, músicos, pintores e autores que fixeron contribucións destacadas ou fundamentais no seu campo. As cristas, ou dorsais, levan o nome de científicos que contribuíron ao estudo de Mercurio. As depresións ou fossae reciben o nome de obras de arquitectura. Os montes reciben o nome da palabra "quente" en varios idiomas. As chairas ou planitiae reciben o nome de Mercurio en varios idiomas. As escarpas ou rupēs reciben o nome dos barcos das expedicións científicas. Os valleys ou vales reciben o nome de cidades, pobos ou asentamentos abandonados da antigüidade.[46]

Concas e cráteres de impactoEditar

 
Imaxe en cor mellorada dos cráteres Munch, Sander e Poe entre chairas volcánicas (laranxa) preto de Caloris Basin

Mercurio foi moi bombardeado por cometas e asteroides durante e pouco despois da súa formación hai 4.600 millóns de anos, así como durante un episodio posterior posiblemente separado chamado bombardeo intenso tardío que rematou hai 3.800 millóns de anos.[47] Mercurio recibiu impactos en toda a súa superficie durante este período de intensa formación de cráteres,[44] facilitado pola falta de calquera atmosfera para retardar os impactadores.[48] Durante este tempo Mercurio estivo volcánicamente activo; as cuncas estaban cheas de magma, producindo chairas suaves semellantes os mares lunares atopados na Lúa.[49][50] Descubriuse un cráter infrecuente con canales radiantes que os científicos chamaron "a araña".".[51] Despois foi nomeado Apollodorus.[52]

Os cráteres en Mercurio varían de diámetro desde pequenas cavidades en forma de cunca ata cuncas de impacto con aneis múltiples de centos de quilómetros de diámetro. Aparecen en todos os estados de degradación, desde cráteres con raios relativamente frescos ata restos de cráteres moi degradados. Os cráteres de Mercurio difiren sutilmente dos cráteres lunares en que a área cuberta polos seus exectos é moito máis pequena, unha consecuencia da gravidade superficial máis forte de Mercurio.[53] Segundo as normas da Unión Astronómica Internacional (UAI), cada novo cráter debe levar o nome dun artista que fose famoso durante máis de cincuenta anos, e que morrese fai máis de tres anos, antes da data en que se lle dea o nome ao cráter.[54]

Vista aérea de Caloris Basin
Vista en perspectiva de Caloris Basin - alto (vermello); baixo (azul)

O cráter máis grande coñecido é Caloris Planitia, ou Caloris Basin, cun diámetro de 1.550 km.[55] O impacto que creou a conca de Caloris foi tan poderoso que provocou erupcións de lava e deixou un anel montañoso concéntrico de ~2 km de altura arredor do cráter de impacto. O chan da conca de Caloris está cuberto por unha chaira xeolóxicamente distinta, dividida por dorsais e fracturas nun patrón aproximadamente poligonal. Non está claro se son fluxos de lava volcánica inducidas polo impacto ou unha gran lámina de fusión do impacto.[53]

Nas antípodas da conca de Caloris atópase unha gran rexión de terreo infrecuente e montañoso coñecida como "Terreo Raro". Unha hipótese para a súa orixe é que as ondas de choque xeradas durante o impacto de Caloris viaxaron ao redor de Mercurio, converxendo nas antípodas da conca (a 180 graos de distancia). As altas tensións resultantes fracturaron a superficie.[56] Alternativamente, suxeriuse que este terreo se formou como resultado da converxencia de exectos nas antípodas desta conca.[57]

 
O cráter Tolstoj atópase na parte inferior desta imaxe no limbo de Mercurio

En xeral, identificáronse 46 cráteres de impacto.[58] Un cráter notable é o cráter Tolstoj de 400 km de ancho e varios aneis, que ten unha manta de expulsión que se estende ata 500 km desde o seu bordo e un chan cuberto de materiais de chaira lisa. O cráter Beethoven ten unha manta de expulsión de tamaño similar e un bordo de 625 km de diámetro.[53] Do mesmo xeito que a Lúa, a superficie de Mercurio probablemente sufriu os efectos dos procesos de meteorización espacial, incluídos os impactos do vento solar e dos micrometeoritos.[59]

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. 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 calquera 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 dalgúns 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.

Mercurio, a teoría da gravitación universal e a teoría da relatividade xeralEditar

Mercurio ten sido un planeta que permitiu probar os límites da Lei da Gravitación Universal de Newton, contribuíndo a afianzar a Teoría da Relatividade Xeral de Einstein. Dende o descubrimento da anomalía do seu movemento de translación en relación co calculado segundo as leis de Kepler e a TGU, segundo remarcou Le Verrier en 1859,[60] non se deu explicación a tal desviación ata a aplicación da TRX en 1917.

NotasEditar

  1. En astronomía, as palabras "rotación" e "revolución" teñen significados diferentes. "Rotación" é o xiro dun corpo ao redor dun eixo que pasa polo corpo, como en "A Terra xira unha vez ao día". "Revolución" é o movemento ao redor dun centro externo ao corpo, normalmente en órbita, como en "A Terra tarda un ano por cada revolución ao redor do Sol". Os verbos "rotar" e "revolucionar" significan facer unha rotación e unha revolución, respectivamente.
  2. Plutón foi considerado un planeta desde o seu descubrimento en 1930 ata 2006, pero despois foi reclasificado como planeta anano. A excentricidade orbital de Plutón é maior que a de Mercurio. Plutón tamén é máis pequeno que Mercurio, pero pensouse que era máis grande ata 1976.
Referencias
  1. Alejandra Torres. Konrad Lorenz Fundación Universitaria, ed. "Albert Einstein y la Órbita de Mercurio". konradlorenz.edu.co. Consultado o 29 de xullo do 2022. 
  2. astronomos.org. "Mercurio". Consultado o 30 de xullo do 2022. 
  3. Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. Infobase Publishing. p. 51. ISBN 978-1-4381-0729-5.  Extract of page 51
  4. "Animated clip of orbit and rotation of Mercury". Sciencenetlinks.com. 
  5. 5,0 5,1 Astrono-Tuya (ed.). "¿como es la orbita de mercurio?". Consultado o 29 de xullo do 2022. 
  6. Prockter, Louise (2005). Ice in the Solar System (PDF) 26. Johns Hopkins APL Technical Digest. Consultado o 30 de xullo do 2022. 
  7. "Mercury Transit 2019 - PROBA2 Science Center". proba2.sidc.be. Consultado o 2019-11-11. 
  8. "NASA Completes MESSENGER Mission with Expected Impact on Mercury's Surface". Arquivado dende o orixinal o 3 de maio de 2015. Consultado o April 30, 2015. 
  9. "From Mercury orbit, MESSENGER watches a lunar eclipse". Planetary Society. 10 de outubro de 2014. Consultado o 30 de xullo do 2022. 
  10. "Innovative use of pressurant extends MESSENGER's Mercury mission". Astronomy.com. December 29, 2014. Consultado o 30 de xullo do 2022. 
  11. "Meeting Mercury". www.esa.int (en inglés). Consultado o 2021-10-05. 
  12. 12,0 12,1 Dunne, James A.; Burgess, Eric (1978). "Chapter One". The Voyage of Mariner 10 – Mission to Venus and Mercury. NASA History Office. 
  13. name of the planet Mercury
  14. "Greek Names of the Planets". 25 de abril de 2010. Consultado o 30 de xullo do 2022. Ermis é o nome grego do planeta Mercurio, que é o planeta máis próximo ao Sol. Leva o nome do deus grego do comercio, Ermis ou Hermes, que tamén era o mensaxeiro dos deuses gregos antigos.  See also the Greek article about the planet.
  15. Antoniadi, Eugène Michel (1974). The Planet Mercury. Translated from French by Moore, Patrick. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd. pp. 9–11. ISBN 978-0-904094-02-2. 
  16. Duncan, John Charles (1946). Astronomy: A Textbook. Harper & Brothers. p. 125. O símbolo de Mercurio representa o Caduceo, unha variña con dúas serpes enroscadas ao seu redor, que foi levada polo mensaxeiro dos deuses.. 
  17. Jones, Alexander (1999). Astronomical papyri from Oxyrhynchus. pp. 62–63. ISBN 9780871692337. Agora é posible rastrexar os símbolos medievais de polo menos catro dos cinco planetas ata formas que aparecen nalgúns dos últimos horóscopos papiros ([ P.Oxy. ] 4272, 4274, 4275 [.. .]). O de Mercurio é un caduceo estilizado. 
  18. 18,0 18,1 "Mercury Fact Sheet". 23 de decembro de 2021. Consultado o 31 de xullo do 2022. 
  19. Strom, Robert G.; Sprague, Ann L. (2003). Exploring Mercury: the iron planet. Springer. ISBN 978-1-85233-731-5. Consultado o 31 de xullo do 2022. 
  20. Talbert, Tricia, ed. (21 de marzo de 2012). "MESSENGER Provides New Look at Mercury's Surprising Core and Landscape Curiosities". NASA. Consultado o 31 de xullo do 2022. 
  21. "Scientists find evidence Mercury has a solid inner core". AGU Newsroom (en inglés). Consultado o 31 de xullo do 2022. 
  22. "Mercury". US Geological Survey. 8 de maio de 2003. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2006. Consultado o 31 de xullo do 2022. 
  23. Lyttleton, Raymond A. (1969). "On the Internal Structures of Mercury and Venus". Astrophysics and Space Science 5 (1): 18–35. Bibcode:1969Ap&SS...5...18L. doi:10.1007/BF00653933. 
  24. Margot, Jean-Luc; Peale, Stanton J.; Solomon, Sean C.; Hauck, Steven A.; Ghigo, Frank D.; Jurgens, Raymond F.; Yseboodt, Marie; Giorgini, Jon D.; Padovan, Sebastiano; Campbell, Donald B. (2012). "Mercury's moment of inertia from spin and gravity data". Journal of Geophysical Research: Planets 117 (E12): n/a. Bibcode:2012JGRE..117.0L09M. ISSN 0148-0227. doi:10.1029/2012JE004161. 
  25. Hauck, Steven A.; Margot, Jean-Luc; Solomon, Sean C.; Phillips, Roger J.; Johnson, Catherine L.; Lemoine, Frank G.; Mazarico, Erwan; McCoy, Timothy J.; Padovan, Sebastiano; Peale, Stanton J.; Perry, Mark E.; Smith, David E.; Zuber, Maria T. (2013). "The curious case of Mercury's internal structure". Journal of Geophysical Research: Planets 118 (6): 1204–1220. Bibcode:2013JGRE..118.1204H. doi:10.1002/jgre.20091. 
  26. Gold, Lauren (3 de maio de 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". Chronicle (Cornell University). Consultado o 1 de agosto do 2022. 
  27. Finley, Dave (3 de maio de 2007). "Mercury's Core Molten, Radar Study Shows". National Radio Astronomy Observatory. Consultado o 1 de agosto do 2022. 
  28. Spohn, Tilman; Sohl, Frank; Wieczerkowski, Karin; Conzelmann, Vera (2001). "The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo". Planetary and Space Science 49 (14–15): 1561–1570. Bibcode:2001P&SS...49.1561S. doi:10.1016/S0032-0633(01)00093-9. 
  29. Gallant, Roy A. (1986). The National Geographic Picture Atlas of Our Universe (2nd ed.). National Geographic Society. ISBN 9780870446443. 
  30. Padovan, Sebastiano; Wieczorek, Mark A.; Margot, Jean-Luc; Tosi, Nicola; Solomon, Sean C. (2015). "Thickness of the crust of Mercury from geoid-to-topography ratios". Geophysical Research Letters 42 (4): 1029. Bibcode:2015GeoRL..42.1029P. doi:10.1002/2014GL062487. 
  31. Sori, Michael M. (maio de 2018). "A thin, dense crust for Mercury". Earth and Planetary Science Letters 489: 92–99. Bibcode:2018E&PSL.489...92S. doi:10.1016/j.epsl.2018.02.033. 
  32. Schenk, Paul M.; Melosh, H. Jay (marzo de 1994). "Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere". Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference 1994: 1994LPI....25.1203S. Bibcode:1994LPI....25.1203S. 
  33. Watters, T. R.; Nimmo, F.; Robinson, M. S. (2004). Chronology of Lobate Scarp Thrust Faults and the Mechanical Structure of Mercury's Lithosphere. Lunar and Planetary Science Conference. p. 1886. Bibcode:2004LPI....35.1886W. 
  34. Watters, Thomas R.; Robinson, Mark S.; Cook, Anthony C. (novembro de 1998). "Topography of lobate scarps on Mercury; new constraints on the planet's contraction". Geology 26 (11): 991–994. Bibcode:1998Geo....26..991W. doi:10.1130/0091-7613(1998)026<0991:TOLSOM>2.3.CO;2. 
  35. 35,0 35,1 35,2 35,3 Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, Alastair G. W. (1988). "Collisional stripping of Mercury's mantle". Zenodo (en inglés) 74 (3). pp. 516–528. Bibcode:1988Icar...74..516B. doi:10.1016/0019-1035(88)90118-2. Consultado o 2 de agosto do 2022. 
  36. 36,0 36,1 Cameron, Alastair G. W. (1985). "The partial volatilization of Mercury". Icarus 64 (2): 285–294. Bibcode:1985Icar...64..285C. doi:10.1016/0019-1035(85)90091-0. 
  37. Weidenschilling, Stuart J. (1987). "Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury". Icarus 35 (1): 99–111. Bibcode:1978Icar...35...99W. doi:10.1016/0019-1035(78)90064-7. 
  38. Sappenfield, Mark (29 de setembro de 2011). "Messenger's message from Mercury: Time to rewrite the textbooks". The Christian Science Monitor. Consultado o 2de agosto do 2022. 
  39. "BepiColombo". Science & Technology. European Space Agency. Consultado o 2de agosto do 2022. 
  40. Cartwright, Jon (30 de setembro de 2011). "Messenger sheds light on Mercury's formation". Chemistry World. Consultado o 2de agosto do 2022. 
  41. Morris, Jefferson (10 de novembro de 2008). "Laser Altimetry". Aviation Week & Space Technology 169 (18): 18. A codia de Mercurio é máis análoga a un bolo marmoreado que a un bolo en capas. 
  42. Hughes, E. T.; Vaughan, W. M. (March 2012). Albedo Features of Mercury. 43rd Lunar and Planetary Science Conference, held March 19–23, 2012 at The Woodlands, Texas. Bibcode:2012LPI....43.2151H. 2151. 
  43. Blue, Jennifer (11 de abrilde 2008). "Gazetteer of Planetary Nomenclature". US Geological Survey. Consultado o 3de agosto do 2022. 
  44. 44,0 44,1 Dunne, James A.; Burgess, Eric (1978). "Chapter Seven". The Voyage of Mariner 10 – Mission to Venus and Mercury. NASA History Office. Consultado o 3de agosto do 2022. 
  45. Nittler, Larry R.; Weider, Shoshana Z. (2019). "The Surface Composition of Mercury". Elements 15 (1): 33–38. doi:10.2138/gselements.15.1.33. 
  46. "Categories for Naming Features on Planets and Satellites". US Geological Survey. Consultado o 3 de agosto do 2022. 
  47. Strom, Robert G. (1979). "Mercury: a post-Mariner assessment". Space Science Reviews 24 (1): 3–70. Bibcode:1979SSRv...24....3S. doi:10.1007/BF00221842. 
  48. Broadfoot, A. Lyle; Kumar, Shailendra; Belton, Michael J. S.; McElroy, Michael B. (July 12, 1974). "Mercury's Atmosphere from Mariner 10: Preliminary Results". Science 185 (4146): 166–169. Bibcode:1974Sci...185..166B. PMID 17810510. doi:10.1126/science.185.4146.166. 
  49. Geology of the solar system. IMAP 2596. U.S. Geological Survey. 1997. doi:10.3133/i2596. 
  50. Head, James W.; Solomon, Sean C. (1981). "Tectonic Evolution of the Terrestrial Planets" (PDF). Science 213 (4503): 62–76. Bibcode:1981Sci...213...62H. PMID 17741171. doi:10.1126/science.213.4503.62. hdl:2060/20020090713. Arquivado dende o orixinal (PDF) o July 21, 2018. Consultado o 3 de agosto do 2022. 
  51. "Scientists see Mercury in a new light". Science Daily. 28 de febreiro de 2008. Consultado o 3 de agosto do 2022. 
  52. "The Giant Spider of Mercury". The Planetary Society. Consultado o June 9, 2017. 
  53. 53,0 53,1 53,2 Spudis, Paul D. (2001). "The Geological History of Mercury". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago (1097): 100. Bibcode:2001mses.conf..100S. 
  54. Ritzel, Rebecca (20 de decembro de 2012). "Ballet isn't rocket science, but the two aren't mutually exclusive, either". The Washington Post (Washington, D.C., United States). Consultado o 3 de agosto do 2022. 
  55. Shiga, David (30 de xaneiro de 2008). "Bizarre spider scar found on Mercury's surface". NewScientist.com news service. Consultado o 4 de agosto do 2022. 
  56. Schultz, Peter H.; Gault, Donald E. (1975). "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury". Earth, Moon, and Planets 12 (2): 159–175. Bibcode:1975Moon...12..159S. doi:10.1007/BF00577875. 
  57. Wieczorek, Mark A.; Zuber, Maria T. (2001). "A Serenitatis origin for the Imbrian grooves and South Pole-Aitken thorium anomaly". Journal of Geophysical Research 106 (E11): 27853–27864. Bibcode:2001JGR...10627853W. doi:10.1029/2000JE001384. Consultado o 4 de agosto do 2022. 
  58. Fassett, Caleb I.; Head, James W.; Baker, David M. H.; Zuber, Maria T.; Smith, David E.; Neumann, Gregory A.; Solomon, Sean C.; Klimczak, Christian; Strom, Robert G.; Chapman, Clark R.; Prockter, Louise M.; Phillips, Roger J.; Oberst, Jürgen; Preusker, Frank (October 2012). "Large impact basins on Mercury: Global distribution, characteristics, and modification history from MESSENGER orbital data". Journal of Geophysical Research 117. 15 pp. Bibcode:2012JGRE..117.0L08F. doi:10.1029/2012JE004154. E00L08. 
  59. Denevi, Brett W.; Robinson, Mark S. (2008). "Albedo of Immature Mercurian Crustal Materials: Evidence for the Presence of Ferrous Iron". Lunar and Planetary Science 39 (1391): 1750. Bibcode:2008LPI....39.1750D. 
  60. Charley, Sarah. "How to break a theory". symmetry magazine (en inglés). Consultado o 2022-03-29. 

Véxase taménEditar

BibliografíaEditar

  • Earth Sciences, an Introduction to Physical Geology, d'Edward J. Tarbuck i Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).
  • "Ice on Mercury". El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio ("The Universe, Encyclopedia of Astronomy and the Space"), Editorial Planeta DeAgostini, páx. 141-145. Volum 5. (Acta Astronautica, Aug 2003, Vol. 53, Issue 4-10, p375, 11p; (AN 11471527).

Outros artigosEditar