Mercurio (planeta) - Wikipedia, la enciclopedia libre (planeta) - Wikipedia... · interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina

Mercurio

Características orbitales

Dist. media del Sol 0,387 UA

Radio medio 2.439,7 km

Excentricidad 0,20563069

Período orbital (sideral) 87d 23,23h

Período orbital (sinódico) 115,88 días

Velocidad orbital media 47,8725 km/s

Inclinación 7,004°

Número de satélites 0

Características físicas

Diámetro ecuatorial 4.879,4 km

Área superficial 7,5 × 107 km2

Masa 3,302×1023 kg

Densidad media 5,43 g/cm3

Gravedad superficial 3,7 m/s2

Período de rotación 58d 15,5088h

Inclinación axial 0°

Albedo 0,10-0,12

Velocidad de escape 4,25 km/s

Temp. media superf.: Día 623 K

Temp. media superf.: Noche 103 K

Temperatura superficialmín. media máx.

90 K 440 K 700 K

Mercurio (planeta)

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Mercurio es el planeta del SistemaSolar más próximo al Sol, y el máspequeño (a excepción de losplanetas enanos). Forma parte delos denominados planetas interioreso rocosos. Mercurio no tienesatélites. Se conocía muy pocosobre su superficie hasta que fueenviada la sonda planetariaMariner 10, y se hicieronobservaciones con radares yradiotelescopios.

Antiguamente se pensaba queMercurio siempre presentaba lamisma cara al Sol, situación similaral caso de la Luna con la Tierra; esdecir, que su periodo de rotaciónera igual a su periodo de traslación,ambos de 88 días. Sin embargo, en1965 se mandaron pulsos de radarhacia Mercurio, con lo cual quedódefinitivamente demostrado que superiodo de rotación era de 58,7días, lo cual es 2/3 de su periodode traslación. Esto no escoincidencia, y es una situacióndenominada resonancia orbital.

Al ser un planeta cuya órbita esinterior a la de la Tierra, Mercurioperiódicamente pasa delante delSol, fenómeno que se denominatránsito (ver tránsito de Mercurio).Observaciones de su órbita a travésde muchos años demostraron queel perihelio gira 43" de arco máspor siglo de lo predicho por lamecánica clásica de Newton. Estadiscrepancia llevó a un astrónomoFrancés, Urbain Le Verrier, apensar que existía un planeta aún

17/02/2009 Mercurio (planeta) - Wikipedia, la en…

es.wikipedia.org/…/Mercurio_(planeta) 1/14

Temperatura superficial90 K 440 K 700 K

Características atmosféricas

Presión atmosférica vestigios

Potasio 31,7%

Sodio 24,9%

Oxígeno atómico 9,5%

Argón 7,0%

Helio 5,9%

Oxígeno molecular 5,6%

Nitrógeno 5,2%

Dióxido de carbono 3,6%

Agua 3,4%

Hidrógeno 3,2%

Comparación con la Tierra

más cerca del Sol, al cual llamaronPlaneta Vulcano, que perturbaba laórbita de Mercurio. Ahora se sabeque Vulcano no existe; laexplicación correcta delcomportamiento del perihelio deMercurio se encuentra en la TeoríaGeneral de la Relatividad.

Contenido

1 Formación de Mercurio2 Estructura interna3 Geología y superficie4 Atmósfera5 Magnetosfera6 Órbita y rotación

6.1 Amanecer doble6.2 Avance delperihelio6.3 Resonanciaorbital

7 Observación en el cielo ytránsito de Mercurio

7.1 Observación delas fases mercurianas7.2 Tránsito deMercurio

8 Estudio de Mercurio8.1 Astronomíaantigua8.2 Estudio congrandes telescopios8.3 Estudio consondas espaciales

8.3.1 Mariner108.3.2MESSENGER8.3.3BepiColombo

9 Referencias9.1 Notas9.2 Bibliografía

10 Véase también



11 Enlaces externos

Formación de Mercurio

Mercurio tiene un contenido de hierro más alto que cualquier otro planeta principal en nuestro sistema solar,y se han propuesto varias teorías para explicar esto.

La primera teoría, que es la más extensamente aceptada entre los científicos, es que Mercurio alprincipio tenía una proporción de silicato metálico (condrito) similar a los meteoritos corrientes (sepiensa que es el material rocoso más típico del sistema solar) y una masa aproximadamente 2,25veces su masa actual (diferencia notable). Sin embargo, en los comienzos del sistema solar, Mercuriofue golpeado por un planetesimal de aproximadamente 1/6 de su masa. El impacto habría quitado lamayor parte de la corteza original y su manto, dejando al núcleo como el componente principal de

toda la estructura interna.1 Se cree que la creación de la Luna tuvo un proceso similar.

Según la segunda teoría, Mercurio podría haberse formado de la nebulosa planetaria originaria denuestro sistema solar antes de que la energía del Sol se estabilizara. El planeta en un principio habríatenido dos veces su masa actual. Pero como el protosol se contrajo, las temperaturas cerca deMercurio podrían haber estado entre 2500 y 3500 K, y posiblemente hasta tan altas como 10.000 K.La mayor parte de la roca superficial de Mercurio se habría vaporizado con tales temperaturas,formando una atmósfera de vapor de roca, que posteriormente el viento solar se encargaría de

disipar en el espacio.2

Una tercera teoría propone que la nebulosa planetaria causó la resistencia física sobre las partículasdel disco de acrecimiento de Mercurio, lo cual hizo que numerosas partículas de materia ligera de

dicho disco se perdieran.3

Cada una de estas teorías predice una composición superficial diferente, y dos misiones espaciales,MESSENGER y BepiColombo, tienen como objetivo tomar observaciones para contrastar su veracidad.

Estructura interna

Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos; es decir, tieneun cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de loscuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio estáformado aproximadamente por un 70% de elementos metálicos y un30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande

de todo el sistema solar, siendo su valor de 5.430 kg/m3, solo un pocomás pequeña que la densidad de la Tierra. La densidad de Mercurio sepuede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras laalta densidad de la Tierra se explica considerablemente por lacompresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio esmucho 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,4 material con una alta

Estructura interna deMercurio:(1) Corteza(2) Manto



densidad.5 Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un42% de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17%).

Este núcleo estaría parcialmente fundido,6 7 lo que explicaría el campomagnético del planeta.

Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertoses que en los principios de Mercurio, un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactócontra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente

delgado comparado con el gran núcleo.1 (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación deMercurio).

La corteza mercuriana mide en torno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza deMercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles dekilómetros 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.8

Geología y superficie

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerososimpactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles dekilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, dealgunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia deun pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido unaerosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios detemperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 ºC) por eldía y 103 K (–170 ºC) por la noche.

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período deintenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres,Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la prácticaausencia de atmósfera, que pudiera desintegrar o frenar multitud de estasrocas. Durante este tiempo Mercurio fue volcánicamente activo,formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta,produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna;una prueba de ello es el descubrimiento por parte de la sonda

MESSENGER de posibles volcanes (9 ).

Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas edades; las

(2) Manto(3) Núcleo

Imagen de la superficie deMercurio en falso color

obtenida por la Mariner 10.Los colores ponen enevidencia regiones decomposición diferente,

particularmente las planicieslisas nacidas de cuencas delava (arriba a la izquierda, en



jóvenes llanuras están menos craterizadas y probablemente se formaroncuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgocaracterístico de la superficie de este planeta son los numerosos plieguesde compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que como el interior del planeta se enfrió, se contrajoy la superficie comenzó a deformarse. Estos pliegues se pueden apreciar por encima de cráteres y planicies,

lo que hace indicar que son mucho más recientes.10 La superficie mercuriana está significativamente flexada acausa de la fuerza de marea ejercida por el Sol. Las fuerzas de marea en Mercurio son un 17% más fuertes

que las ejercidas por la Luna en la Tierra.11

Destacable en la geología de Mercurio es la Cuenca de Caloris, un cráter de impacto que constituye una delas mayores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; ésta formación geológica tiene un diámetroaproximado de 1550 km (antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER se creía que su tamaño era de1300 km). Contiene además una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio nien la Luna, y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocidacomo La Araña; en el centro de ésta se encuentra un cráter, desconociéndose si dicho cráter estárelacionado con su formación o no. Interesantemente, también el albedo de la Cuenca de Caloris es superioral de los terrenos circundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). La razón de ello está siendo

investigada.12

Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran unas colinas o cordillerasconocidas como Terreno Extraño, o Weird Terrain. Una hipótesis sobre el origen de este complejogeomorfológico es que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca de Calorisatravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en las antípodas de dicha formación (180º), fracturando

la superficie13 y formando esta cordillera.

Igualmente como otros astros de nuestro sistema solar, como la más semejante en aspecto, la Luna, lasuperficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, oerosión espacial. El viento solar e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la superficie cambiando laspropiedades reflectantes de ésta y el albedo general de todo el planeta.

A pesar de la generalmente extrema alta temperatura en su superficie, observaciones más severas sugieren laexistencia de hielo en Mercurio. El fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polosque nunca han sido expuestos directamente a la luz solar tienen una temperatura muy inferior a la mediaglobal. El hielo (de agua) es extremadamente reflectante al radar, y recientes observaciones revelan imágenes

muy reflectantes en el radar cerca de los polos;14 el hielo no es la única causa posible de dichas regionesaltamente reflectantes, pero sí la más probable. Se especula que el hielo cubre sólo unos metros deprofundidad de estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del aguahelada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se condensó de agua del

interior del planeta o vino de cometas que impactaron contra el suelo.15

lava (arriba a la izquierda, ennaranja)



Cartografía de Mercuriorealizada por la Mariner10 en el periodo 1974-1975

Mosaico de la mitad deCuenca de Caloris. Fuefotografiado por la sondaMariner 10

La formacióngeomorfológica conocidacomo Terreno Extraño

Imagen radar del polonorte de Mercurio

Una fractura en elterreno mercuriano,Discovery Scarp, deunos 350 km. de largo

Una vieja cuenca, de190 km. de diámetro(43ºS, 55ºO)

Una foto de la parte norevelada hasta la llegadade la sondaMESSENGER

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 atmósferaparece 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, porqueMercurio es un planeta muy pequeño con una gravedad insuficiente para retener durante largos periodos detiempo una densidad atmosférica relevante. Esta atmósfera de átomos no estables pierde y reemplaza suselementos de diversas formas: el hidrógeno y el helio proviene del viento solar, difuminándose en lamagnetosfera para después escaparse al espacio. La caída radioactiva de elementos dentro de la corteza deMercurio es otra fuente de helio, así como de sodio y potasio. El vapor de agua está probablementepresente, proveniente de impactos de cometas sobre la superficie del planeta.

La sonda MESSENGER ha confirmado la presencia de dicha atmósfera (tan tenue que es muy raro que losátomos que la componen colisionen entre sí), y de hecho ha descubierto sodio en abundancia en una especiede "cola" que se extiende en dirección opuesta a la del Sol y que llega hasta unos 40000 kilómetros, así

cómo una asimetría norte-sur en la distribución del sodio y del hidrógeno.16

Magnetosfera

El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de unamagnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido, aunque algunosautores creen que puede ser debido a una corriente eléctrica inducida en las capas exteriores de la atmósferadel planeta por el movimiento de las líneas del campo magnético interplanetario que giran por la rotación del



Sol. En 2007 observaciones muy precisas realizadas desde la Tierra mediante radar, demostraron un

bamboleo del eje de rotación compatible sólo con un núcleo del planeta parcialmente fundido.6 7 Un núcleoparcialmente fundido con materiales ferromagnéticos podría se la causa de su campo magnético.

Órbita y rotación

La órbita de Mercurio es la más excéntrica de los planetas mayores, conla distancia del planeta al Sol en un rango entre 46 millones y 70 millonesde kilómetros. Tarda en dar una traslación completa en 88 díasterrestres. Presenta además una inclinación orbital (con respecto al planode la eclíptica) de 7º.

En la imagen anexa se ilustran los efectos de la excentricidad, mostrandola órbita de Mercurio sobre una órbita circular que tiene el mismosemieje. La elevada velocidad del planeta cuando está cerca del periheliohace que cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco días. Eltamaño de las esferas, inversamente proporcional a la distancia al Sol, esusado para ilustrar la distancia variable heliocéntrica. Esta distanciavariable al Sol, combinada con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2alrededor de su eje, resulta en complejas variaciones de la temperaturade su superficie, pasando de los -185ºC durante las noches hasta los 430ºC durante el día.

La oblicuidad de la eclíptica es de solo 0,01º (grados sexagesimales), unas 300 veces menos que la deJúpiter, que es el segundo planeta en esta estadística, con 3,1º (en la Tierra es de 23,5º). De esta forma unobservador en el ecuador de Mercurio durante el mediodía local nunca vería el Sol más que 0.01º al norte oal sur del cenit. Análogamente, en los polos el sol nunca pasa 0.01º por encima del horizonte.

Amanecer doble

En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se escondenuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo;esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta seobserva que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto es porqueaproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su velocidadangular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidadangular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimientoaparente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimientoaparente normal pasando por estos puntos.

Avance del perihelio

El avance del perihelio de Mercurio fue notado en el siglo XIX por la lenta precesión de la órbita del planetaalrededor del Sol, la cual no se explicaba completamente por las leyes de Newton ni por perturbaciones porplanetas conocidos (trabajo muy notable del matemático francés Urbain Le Verrier). Se supuso entoncesque otro planeta en una órbita más interior al Sol era el causante de estas perturbaciones (se consideraronotras teorías como un leve achatamiento de los polos solares). El éxito de la búsqueda de Neptuno aconsecuencia de las perturbaciones orbitales de Urano hicieron poner mucha fe a los astrónomos para estahipótesis. Este planeta desconocido se le denominaría planeta Vulcano. Sin embargo, a comienzos del sigo

Órbita de Mercurio (enamarillo)



20, la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein explicaba la precesión observada, descartando alinexistente planeta. El efecto es muy pequeño: el efecto de dicha relatividad en el avance del periheliomercuriano excede en justo 42,98 arcosegundos por siglo, tanto que necesita 12 millones de órbitas paraexceder un turno completo. Similar, pero con efectos mucho menores, opera para otros planetas, siendo8,52 arcosegundos por siglo para Venus, 3,84 para la Tierra, 1,35 para Marte, y 10,05 para el asteroide

Apolo (1566) Ícaro.17 18

Resonancia orbital

Por muchos años se pensaba que la misma cara de Mercurio mirabasiempre hacia el Sol, de forma sincrónica, tal y como lo hace la Luna. Nofue hasta 1965 cuando observaciones por radio (ver Observación conGrandes Telescopios) descubrieron una resonancia orbital de 2:3,rotando tres veces por cada dos años mercurianos; la excentricidad de laórbita de Mercurio hace esta resonancia estable en el perihelio, cuando lamarea solar es más fuerte, el Sol está todavía en el cielo de Mercurio. Larazón por la que los astrónomos pensaban que Mercurio giraba demanera sincrónica era porque siempre que el planeta estaba en mejorposición para su observación, siempre enseñaba la misma cara. Ya queMercurio gira en un 3:2 de resonancia orbital, un día solar (la duraciónentre dos tránsitos meridianos del Sol) son unos 176 días terrestres. Undía sideral es de unos 58,7 días terrestres.

Simulaciones orbitales indican que la excentricidad de la órbita deMercurio varía caóticamente desde 0 (circular) a 0.47 a lo largo demillones de años. Esto da una idea para explicar la resonancia orbital mercuriana de 2:3, cuando lo más usual

es 1:1, ya que esto es más razonable para un periodo con una excentricidad tan alta.19

Observación en el cielo y tránsito de Mercurio

La magnitud aparente de Mercurio varía entre -2,0 (brillante como la estrella Sirio) y 5,5.20 La observaciónde Mercurio es complicada por su proximidad al Sol, perdido en el resplandor de la estrella madre duranteun periodo de tiempo muy grande. Mercurio solo se puede observar por un corto periodo de tiempo duranteel crepúsculo de la mañana o de la noche. El Telescopio Espacial Hubble no puede observar Mercurio deltodo, ya que por procedimientos de seguridad se evita un enfoque tan cercano al Sol.

Observación de las fases mercurianas

Como la Luna, Mercurio exhibe fases vistas desde la Tierra, siendo nueva en conjunción inferior y llena enconjunción superior. El planeta deja de ser invisible en ambas ocasiones por la virtud de este ascenso yubicación acuerdo con el Sol en cada caso. La primera y última fase ocurre en máxima elongación este yoeste, respectivamente, cuando la separación de Mercurio del rango del Sol es de 18,5º en el periastro y28,3 en el apoastro. En máxima elongación oeste, Mercurio se eleva antes que el Sol, y en la este despuésque el Sol.

Mercurio alcanza una conjunción inferior cada 116 días de media, pero este intervalo puede cambiar de 111a 121 días por la excentricidad de la órbita del planeta. Este periodo de movimiento retrógrado visto desde

En una órbita, Mercurio rota 1vez y 1/2, después de dosórbitas el mismo hemisferio

vuelve a ser iluminado



la Tierra puede variar de 8 a 15 días en cualquier lado de la conjunción inferior. Esta larga variación detiempo es consecuencia también de la elevada excentricidad orbital.

Mercurio es más fácil de ver desde el hemisferio sur de la Tierra que desde el hemisferio norte; esto es acausa de que la máxima elongación del oeste posible del Sol siempre ocurre cuando es otoño en elhemisferio sur, mientras que las máxima elongación del este ocurren cuando es invierno en el hemisferionorte. En ambos casos, el ángulo de Mercurio incide de manera máxima con la eclíptica, permitiendoelevarse varias horas antes que el Sol y no se pone hasta varias horas después del ocaso en los paísessituados en latitudes templadas del hemisferio sur, como Argentina y Nueva Zelanda. Por contraste, en laslatitudes templadas del hemisferio norte, Mercurio nunca está por encima del horizonte en más o menos amedia noche. Mercurio puede, como otros muchos planetas y estrellas brillantes, ser visto durante un eclipsesolar.

Mercurio además es más brillante visto desde la Tierra cuando seencuentra entre la fase creciente o la menguante y la llena. Aunque elplaneta está más lejos en ese momento que cuando está creciente, el áreailuminada visible mayor compensa esa mayor distancia. Justo al contrarioque Venus, cuando aparece más brillante está en cuarto creciente,porque está mucho más cerca de la Tierra.

Tránsito de Mercurio

El tránsito de Mercurio es el paso, observado desde la Tierra, de esteplaneta por delante del Sol. La alineación de estos tres astros (Sol,Mercurio y la Tierra) produce este particular efecto, sólo comparablecon el tránsito de Venus. El hecho de que Mercurio esté en un planodiferente en la eclíptica que nuestro planeta (7º de diferencia) hace quesólo una vez cada varios años este fenómeno ocurra. Es necesario paraque el tránsito se produzca que la Tierra esté cerca de los nodos de la órbita. La Tierra atraviesa cada año lalínea de los nodos de la órbita de Mercurio el 8-9 de mayo y el 10-11 de noviembre; si para esa fechacoincide una conjunción inferior habrá paso. Existe una cierta periodicidad en estos fenómenos aunqueobedece a reglas complejas. Es claro que tiene que ser múltiplo del periodo sinódico. Mercurio sueletransitar el disco solar en promedio unas 13 veces por siglo en intervalos de 3, 7, 10, 13 años.

Estudio de Mercurio

Astronomía antigua

Las primeras menciones sobre Mercurio datan del milenio tres antes de Jesucristo por los sumerios. Losbabilonios (2000-500 A.C.) hicieron igualmente nuevas observaciones sobre el planeta, denominándolo

como Nabu o Nebu, el mensajero de los dioses en su mitología.21

Los observadores de la Antigua Grecia llamaron al planeta de dos maneras: Apolo cuando era visible en elcielo de la mañana y Hermes cuando lo era al anochecer. Sin embargo, los astrónomos griegos se dieron

cuenta que se referían al mismo cuerpo celeste, siendo Pitágoras el primero en proponer la idea.22

Estudio con grandes telescopios

Tránsito de Mercurio (8 denoviembre de 2006). Imagen

captada por el SOHO.



Las primeras observaciones con telescopio de Mercurio datan de Galileoen el siglo XVII. Aunque él observara las fases planetarias cuandomiraba a Venus, su telescopio no era lo suficientemente potente paradistinguir las fases de Mercurio. En 1631 Pierre Gassendi realizó lasprimeras observaciones del tránsito de Mercurio cruzando el Sol cuandovio el tránsito de Mercurio predicho por Johannes Kepler. En 1639Giovanni Zupi usó un telescopio para descubrir que el planeta tenía unafase orbital similar a la de Venus y la Luna. La observación demostró demanera concluyente que Mercurio orbitaba alrededor del Sol.

Un hecho muy raro en la astronomía es que un planeta pase delante deotro (ocultación), visto desde la Tierra. Mercurio y Venus se ocultancada varios siglos, y en el 28 de mayo de 1737 ocurrió el único ehistórico registrado. El astrónomo que lo observó fue John Bevis en el

Real Observatorio de Greenwich.23 La próxima ocultación ocurrirá en2133.

En 1800 Johann Schröter pudo hacer algunas observaciones de lasuperficie, pero erróneamente estimó que el planeta tenía un periodo derotación similar a la terrestre, de unas 24 horas. En la década de 1880Giovanni Schiaparelli realizó un mapa de Mercurio más correcto, ysugirió que su rotación era de 88 días, igual que su período de traslación

(rotación sincrónica).24

La teoría por la cual la rotación de Mercurio era sincrónica se hizoextensamente establecida, y fue un giro de 180º cuando los astrónomosmediante observaciones de radio en los años ’60 cuestionaron la teoría.Si la misma cara de Mercurio estuviera dirigida siempre hacia el sol, laparte en sombra estaría extremadamente fría, pero las mediciones deradio revelaron que estaba mucho más caliente de lo esperado. En 1965se constató que definitivamente el periodo de rotación era de 59 días. Elastrónomo italiano Giuseppe Colombo notó que este valor era sobre dos terceras partes del período orbitalde Mercurio, y propuso una forma diferente de la fuerza de marea que hizo que los períodos orbitales y

rotatorios del planeta se quedasen en 3:2 más bien que en 1:1 (resonancia orbital).25 Más tarde la Mariner

10 lo confirmó.26

Las observaciones por grandes telescopios en tierra no arrojaron mucha luz sobre este mundo difícil de ver,y no fue hasta la llegada de sondas espaciales que visitaron Mercurio cuando se descubrieron y confirmarongrandes e importantes propiedades del planeta. No obstante, recientes avances tecnológicos han llevado aobservaciones mejoradas: en 2000, el telescopio de alta resolución del Observatorio Monte Wilson de1500 mm proporcionó las primeras imágenes que resolvieron algunos rasgos superficiales sobre las regiones

de Mercurio que no fueron fotografiadas durante las misiones del Mariner.27 Imágenes recientes apuntan aldescubrimiento de una cuenca de impacto de doble anillo más largo que la Cuenca de Caloris, en elhemisferio no fotografiado por la Mariner. Es informalmente conocido como Cuenca de Shinakas.

Estudio con sondas espaciales

Llegar hasta Mercurio desde la Tierra supone un significativo reto tecnológico, ya que la órbita del planeta

Mercurio según Schiaparelli

Cartografía de Mercuriorealizada por Percival Lowell

en Enero de 1896



está mucho más cerca que la terrestre al Sol. Una nave espacial con destino a Mercurio lanzada desdenuestro planeta deberá de recorrer unos 91 millones de kilómetros por los puntos de potencial gravitatoriodel Sol. Comenzando desde la órbita terrestre a unos 30 km/s, el cambio de velocidad que la nave deberealizar para entrar en una órbita de transferencia, conocida como órbita de transferencia de Hohmann (en laque se usan dos impulsos del motor cohete) para pasar cerca de Mercurio es muy grande comparado conotras misiones planetarias.

Además, para conseguir entrar en una órbita estable el vehículo espacial debe confiar plenamente en susmotores de propulsión, puesto que el aerofrenado está descartado por la falta de atmósfera significativa enMercurio. Un viaje a este planeta en realidad es más costoso en lo que a combustible se refiere por este

hecho que hacia cualquier otro planeta del sistema solar.[cita requerida]

Mariner 10

La sonda Mariner 10 (1974-1975), o Mariner X, fue la primera nave enestudiar en profundidad el planeta Mercurio. Era una sondainterplanetaria, puesto que visitó también Venus, utilizando la asistenciade trayectoria gravitacional utilizando a Venus para acelerar hasta elplaneta, estableciendo una órbita alrededor del Sol en dirección opuestaa la terrestre.

Su paso por Mercurio se produjo en tres ocasiones; la primera vez a unadistancia de 703 km del planeta, la segunda vez a 48.069 km, y latercera a 327 km. Mariner tomó en total diez imágenes de casi la mitaddel planeta. La misión finalizó el 24 de marzo de 1975 cuando se quedósin combustible y no podía mantener la órbita alrededor del Sol.

MESSENGER

MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging(Superficie de Mercurio, Entorno Espacial, Geoquímica y Extensión) esuna sonda lanzada en agosto de 2004 que se pondrá en órbita alrededorde Mercurio en marzo de 2011. Se espera que esta nave aumenteconsiderablemente el conocimiento científico sobre este planeta. Paraello, la nave orbitará Mercurio realizando dos sobrevuelos -uno de ellosacaecido el día 14 de enero de 2008 y el otro el día 6 de octubre de2008-. La misión está prevista que dure un año.

BepiColombo

Es una misión conjunta de la Agencia Espacial Europea (ESA) y de la Agencia Japonesa de ExploraciónEspacial (JAXA), que consiste en dos módulos orbitantes u orbitadores que realizarán una completaexploración de Mercurio. El primero de los orbitadores será el encargado de fotografiar y analizar el planetay el segundo investigará magnetosfera. Su lanzamiento está previsto en agosto de 2013, la llegada al planeta

en septiembre de 2019, y el final de la misión para un año más tarde.28

Referencias

Mariner 10

MESSENGER



Notas

1. ↑ a b Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle,Icarus, v. 74, p. 516-528.

2. ↑ Cameron, A. G. W.; La volatilización parcial de Mercurio (The partial volatilization of Mercury), Icarus,Vol. 64 (1985), pp. 285–294.

3. ↑ Weidenschilling, S. J.; Fraccionamiento del hierro/silicato y origen de Mercurio (Iron/silicatefractionation and the origin of Mercury), Icarus, Vol. 35 (1987), pp. 99–111

4. ↑ Lyttleton, R. A.; En las Estructuras Internas de Mercurio y Venus (On the Internal Structures of Mercuryand Venus), Astrophysics and Space Science, Vol. 5 (1969), p. 18

5. ↑ Lyttleton, R. A. (1969), On the Internal Structures of Mercury and Venus, Astrophysics and SpaceScience, v.5, p.18

6. ↑ a b Antena de la NASA corta a Mercurio hasta su núcleo(http://www.cielosur.com/mensajero/astronom/20070503b.php) . www.cielosur.com (3/05/07).

7. ↑ a b NASA Antenna Cuts Mercury to Core (http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2007-050) .www.jpl.nasa.gov (3/05/07).

8. ↑ Schenk, P.; Melosh, H. J.; Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere, Abstractsof the 25th Lunar and Planetary Science Conference (1994), 1994LPI....25.1203S

9. ↑ http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=2&gallery_id=2&image_id=19210. ↑ Dzurisin, D.; La tectónica e historia volcánica de Mercurio deducida del estudio de escarpes, crestas de

montañas, y otros lineamientos (The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies ofscarps, ridges, troughs, and other lineaments), Journal of Geophysical Research, Vol. 83 (1978), pp. 4883–4906

11. ↑ Van Hoolst, T.; Jacobs, C.; Mareas de Mercurio y estructura interior (Mercury’s tides and interiorstructure), Journal of Geophysical Research, Vol. 108 (2003), p. 7.

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Bibliografía

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Véase también

Colonización de MercurioTránsito de Mercurio

Enlaces externos

Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Mercurio (planeta).Mariner 10 (http://www.jpl.nasa.gov/missions/past/mariner10.html)Mercurio en Nineplanets.org (http://www.nineplanets.org/Mercury.html)Tour de información sobre Mercurio(http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/Mercury/Mercury.html)Sonda MESSENGER (http://messenger.jhuapl.edu/)Mercurio en la página de la Asociación Larense de Astronomía, ALDA(http://tayabeixo.org/sist_solar/mercurio/mercurio.htm)Mercurio (http://celestia.albacete.org/celestia/celestia/solar/mercu3.htm) Actividad educativa: elSistema Solar.

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