Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el más pequeño (a excepción de los planetas enanos). Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios.Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra, es decir, que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en 1965 se mandaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia de giro-orbital.
Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito.
Estructura
Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos, es decir, tiene un cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70% de elementos metales y un 30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, su valor es de 5430 kg/m3, solo un poco más pequeña que la densidad de la Tierra.
La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por tanto, para explicar esta alta densidad el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro, material con una alta densidad.
La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por tanto, para explicar esta alta densidad el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro, material con una alta densidad.
Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42% de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17%). Este núcleo estaría parcialmente fundido, lo que explicaría el campo magnético del planeta.
Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio, un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo. (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).
La corteza mercuriana mide en torno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.
Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio, un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo. (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).
La corteza mercuriana mide en torno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.
Superficie
La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 ºC) por el día y 103 K (–170 ºC) por la noche.
Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la practicamente ausente atmósfera, que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante este tiempo Mercurio fue volcanicamente activo, formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta, produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna.
Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la practicamente ausente atmósfera, que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante este tiempo Mercurio fue volcanicamente activo, formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta, produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna.
Atmósfera
Contrariamente a lo que se creía, la sonda Mariner 10 demostró la existencia de una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente por potasio y sodio, con trazas de otros elementos. La presión de la atmósfera parece ser sólo una cien milésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.
La causa de que la atmósfera sea tan liviana es, de manera más aceptada por los científicos, porque Mercurio es un planeta muy pequeño con una gravedad insuficiente para retener durante largos periodos de tiempo una densidad atmosférica relevante. Esta atmósfera de átomos no estables pierde y reemplaza sus elementos de diversas formas: el hidrógeno y el helio proviene del viento solar, difuminándose en la magnetosfera para después escaparse al espacio. La caída radioactiva de elementos dentro de la corteza de Mercurio es otra fuente de helio, así como de sodio y potasio. El vapor de agua está probablemente presente, proveniente de impactos de cometas sobre la superficie del planeta.
La causa de que la atmósfera sea tan liviana es, de manera más aceptada por los científicos, porque Mercurio es un planeta muy pequeño con una gravedad insuficiente para retener durante largos periodos de tiempo una densidad atmosférica relevante. Esta atmósfera de átomos no estables pierde y reemplaza sus elementos de diversas formas: el hidrógeno y el helio proviene del viento solar, difuminándose en la magnetosfera para después escaparse al espacio. La caída radioactiva de elementos dentro de la corteza de Mercurio es otra fuente de helio, así como de sodio y potasio. El vapor de agua está probablemente presente, proveniente de impactos de cometas sobre la superficie del planeta.
Órbita y rotación
La órbita de Mercurio es la más excéntrica de los planetas mayores, con la distancia del planeta al Sol en un rango entre 46 millones y 70 millones de kilómetros. Tarda en dar una traslación completa en 88 días terrestres. Presenta además una inclinación orbital (con respecto al plano de la eclíptica) de 7º.
En la imagen anexa se ilustran los efectos de la excentricidad, mostrando la órbita de Mercurio sobre una órbita circular que tiene el mismo semieje. La elevada velocidad del planeta cuando está cerca del perihelio hace que cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco días. El tamaño de las esferas, inversamente proporcional a la distancia al Sol, es usado para ilustrar la distancia variable heliocéntrica. Esta distancia variable al Sol, combinada con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2 alrededor de su eje, resulta en complejas variaciones de la temperatura de su superficie, pasando de los -185ºC durante las noches hasta los 430ºC durante el día.
En la imagen anexa se ilustran los efectos de la excentricidad, mostrando la órbita de Mercurio sobre una órbita circular que tiene el mismo semieje. La elevada velocidad del planeta cuando está cerca del perihelio hace que cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco días. El tamaño de las esferas, inversamente proporcional a la distancia al Sol, es usado para ilustrar la distancia variable heliocéntrica. Esta distancia variable al Sol, combinada con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2 alrededor de su eje, resulta en complejas variaciones de la temperatura de su superficie, pasando de los -185ºC durante las noches hasta los 430ºC durante el día.
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