Geología

«Astrogeología»

La geología de Mercurio es la menos conocida de los planetas interiores del Sistema Solar. Las razones para esto incluyen tanto la cercanía de Mercurio al Sol y sus consecuentes peligros para sondas, como el hecho de que la duración del ciclo día-noche (movimiento de rotación) en Mercurio es de 58 días terrestres. Esto último hizo que la sonda que lo visitara tres veces, el Mariner 10 de la NASA durante 1974 y 1975, solamente pudiera observar el lado iluminado por el Sol en cada visita.

Tras completar su primer día solar en septiembre de 2011, más del 99% de la superficie de Mercurio ha sido cartografiado por la sonda MESSENGER, (lanzada en agosto del2004), tanto con imágenes en color como monocromas, con un nivel de detalle tal que el entendimiento de la geología de Mercurio por parte de los científicos ha eclipsado el nivel logrado con los datos recogidos por la Mariner 10.- ....................................................:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=0de7d082a62474cd1c1428c23c704e7e74c6d721&writer=rdf2latex&return_to=Geolog%C3%ADa+de+Mercurio

Figura 1 Detalle Con una densidad superficial de 5,44 g/cm³ la superficie de Mercurio (Figura 1) está muy craterizada, la cantidad de cráteres sobre la superficie está distribuida uniformemente. El hecho de que la superficie presente la abundante cantidad de cráteres se debe a que por tener una atmósfera tan débil permite la entrada de los meteoritos sin ser desintegrados, Mercurio ha ido acumulando impactos desde su creación hace más de 4 mil millones de años. Por esta razón, tanto su superficie como la de la Luna y Marte que atestiguan un registro de impacto son importantes para la determinación de la duración de este período de craterización, que fue muy intenso hasta los 3 mil millones de años.

Detalle

Además de cráteres de diámetros que van desde cientos de metros hasta cientos de kilómetros, existen otros de tamaños descomunales, como es el caso del cráter Caloris (Figura 2), con un diámetro de 1.300 km, es la mayor estructura en la superficie de Mercurio. Este cráter de impacto fue tan violento que produjo la salida de lava del manto y creó un anillo concéntrico alrededor del cráter con alturas que llegan los 2 km. Las consecuencias de Caloris son también impresionantes: a él se le atribuyen las fracturas y escarpes del lado opuesto del planeta.
Este tipo de cráteres, los cuales fueron rellenados por el material magmático, en la geología lunar se los conoce como mares.
Como en la Luna, los cráteres de Mercurio presentan las características típicas de impacto: el material deyectado (o eyecta) que forma depósitos alrededor del cráter en forma de prolongaciones lineales que se las conoce como radios (o rayos) y cuya luminosidad es más intensa por ser terreno relativamente más joven que la superficie circundante.
Se han observado otros escarpes que atraviesan la superficie del planeta tanto en las zonas lisas como en las craterizadas. Su presencia se atribuye al enfriamiento que experimentó Mercurio desde su formación por lo que se fue encogiendo y esto provocó el reacomodamiento de la corteza.
La alta densidad del planeta (5,44 g/cm³) hace suponer la existencia de un núcleo compuesto por 65% de hierro cuyo tamaño probablemente represente cerca del 75% del diámetro del planeta. El núcleo está rodeado por un manto de 600 km de espesor. Al reducirse el núcleo y el manto como consecuencia del enfriamiento después de su formación, el radio del planeta se redujo entre 2 y 4 kilómetros ocasionando el sistema de fracturas que se ven en su superficie.
No obstante ello, de acuerdo con investigaciones completadas en 2007, el núcleo del planeta es líquido, lo que podría explicar la existencia de su débil campo magnético.

Orígenes de alta luminosidad radar y la presencia de hielo

Las primeras observaciones de Mercurio se realizaron con radiotelescopios de Arecibo y Goldstone, y con la ayuda del Very Large Array (VLA) del Observatorio Nacional de Radioastronomía de los Estados Unidos. Las ondas enviadas por el Goldstone del NASA Deep Space Network (Red de Espacio Profundo) tenían una potencia de 460 kW a 8,51 Ghz, las ondas recibidas por el VLA a través de 26 antenas mostraban luminosidades radar (puntos de reflectividad radar) con ondas despolarizadas provenientes del polo norte de Mercurio.
Los estudios llevados a cabo por el radiotelescopio de Arecibo que enviaba ondas en la banda S (2,4 Ghz) y con una potencia de 420 kW permitieron establecer un mapa radar de la superficie del planeta con una resolución de 15 km. en este estudio no sólo se confirmó la existencia de zonas de alta reflexión y despolarización, sino que elevó la cantidad a 20 zonas y esta vez ubicadas en ambos polos.
La creencia de que Mercurio tenga hielo en su superficie puede parecer descabellada debido a su proximidad al Sol y por obvias razones, su elevada temperatura (420°C de día y –180°C a la noche). Sin embargo, el hielo presenta una elevada luminosidad a las imágenes radar y las ondas de retorno pueden estar muy despolarizadas. Por otra parte, las rocas de silicatos que forman la mayor parte de la superficie tienen un comportamiento totalmente opuesto.
Otro de los descubrimientos que avalan esta posibilidad es que los estudios de radar llevados a cabo desde la Tierra demuestran que las formas de estas zonas es circular, por este motivo se las asocia con profundos cráteres cuyas elevadas paredes y sus elevadas latitudes no permiten la llegada de la luz solar.
En el polo sur, la ubicación de una gran zona de alta reflectividad parece coincidir con la ubicación del cráter Chao Meng-Fu y las áreas más pequeñas con otros cráteres que también fueron identificados.
En el polo norte la situación se complica porque no se pueden correlacionar las imágenes de radar con las tomadas por la Mariner 10 debido a la ausencia de las mismas. Hay que destacar, por otra parte, que hay regiones de alta reflectividad que no corresponden a la existencia de cráteres.
La reflexión radar del hielo en Mercurio es menor que la que podría producirse con el hielo puro; esto es así, probablemente por la deposición de polvo que no cubre la superficie del cráter por completo.

Origen del hielo

La existencia de cráteres de sombra permanente no es una característica única de Mercurio: en nuestra Luna se han identificado en el polo norte un enorme cráter (cuenca de Aitken) con la posibilidad de que exista hielo. Este hielo en la Luna como en Mercurio es atribuido a fuentes externas. En el caso de la Luna se cree que fue depositado por cometas, mientras en que Mercurio la presencia del hielo se atribuye a meteoritos. Como se considera probada la existencia de agua en algunos meteoritos, éstos podrían haberlo depositado en cráteres en sombra permanente y así provocando su conservación por millones e incluso por miles de millones de años.
Otra hipótesis, sin ser confirmada, es que en Mercurio se produciría un flujo importante de agua desde su interior. Tampoco se ha comprobado la existencia de algún mecanismo que cause la pérdida de hielo en la superficie como la fotodisociación, la erosión debida al viento solar y el choque con micrometeoritos.
El comportamiento del hielo en otros cuerpos celestes tiene sus peculiaridades; en primer lugar las elevadas temperaturas de la superficie de Mercurio que rondan los 420°C, sumado al vacío del espacio (la atmósfera es casi imperceptible) y los rayos solares contribuirían a que el hielo se sublimara y escapara al espacio.
Esto se cree que no sucede con el hielo en Mercurio porque la ubicación del hielo a altas latitudes hace que la temperatura sea baja: dentro de los cráteres, donde no llega la luz solar, las temperaturas caen hasta los -171°C y en las llanuras polares, la temperatura no sobrepasa los -106°C.
La evidencia de hielo en Mercurio no ha sido fehacientemente corroborada, simplemente se trata de especulación científica provocada por las imágenes de alta reflectividad y la coincidencia con la ubicación de grades cráteres en las zonas polares. Hay que dejar en claro, sin embargo, que esta reflexión anómala podría deberse también a la existencia de sulfatos metálicos o de otros materiales con la misma capacidad de reflexión.

La atmósfera de Mercurio

La existencia de una atmósfera en un planeta reviste una gran importancia para la geología, ya que los procesos erosivos del viento, los cambios de temperatura, humedad, etc contribuyen a la modificación del terreno y al deterioro de los materiales.
La atmósfera de Mercurio se disipó brevemente después de su formación hace más de 4 mil millones de años, la causa de su extinción fue el viento solar. Sin embargo todavía tiene los remanentes de una muy tenue atmósfera de 10^-15 bar (que puede considerarse inexistente). La existencia de una atmósfera permitiría mantener una temperatura más o menos estable a pesar de las variaciones de luminosidad entre el día y la noche, por tal motivo, las fluctuaciones en los cuerpos sin atmósferas (o con la presencia de atmósferas muy débiles) es importante. En Mercurio la temperatura superficial durante el día es de 420°C, mientras que durante la noche llega cae estrepitosamente hasta los –180°C.
Debido a los bruscos cambios de temperatura, el tipo de interacción sobre la superficie estaría relacionado a la agitación térmica producida sobre los materiales.

El Planeta Mercurio

Mercurio es el planeta del sistema solar más próximo al Sol

Mercurio es el planeta más próximo al Sol y forma parte de los cuatro planetas sólidos y rocosos denominados “planetas interiores”: Mercurio, Venus, Tierra, Marte.

Es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4.879 km en el ecuador. Está formado aproximadamente por un 70% de elementos metálicos y un 30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, sólo un poco más pequeña que la densidad de la Tierra.

La órbita de Mercurio es la más excéntrica de los planetas menores. Su distancia al Sol se encuentra en un rango de entre 46 millones y 70 millones de kilómetros. Mercurio tarda 88 días terrestres en dar una traslación completa en torno al Sol. La inclinación orbital con respecto al plano de la eclíptica es de 0,01º. La de Júpiter es de 3,1º y la de la Tierra es de 23,5º. Un observador situado en el ecuador de Mercurio durante el mediodía local nunca vería el Sol más que allá de 0,01º al norte o al sur del cenit. Análogamente, en los polos el Sol nunca pasa de 0,01º por encima del horizonte. Mercurio no tiene satélites.

Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol. La Tierra atraviesa cada año la línea de los nodos de la órbita de Mercurio en los días  8-9 de mayo y  10-11 de noviembre; si en esas fechas los tres astros (Sol, Tierra, Mercurio) se alinean, desde la Tierra se observa el hecho curioso de que Mercurio pasa por delante del Sol. Esto se denomina “tránsito”. Algo similar sucede con el planta Venus. Existe una cierta periodicidad en estos fenómenos aunque obedece a reglas complejas. Mercurio suele transitar por delante del disco solar en promedio unas 13 veces por siglo en intervalos de 3, 7, 10 y 13 años.

Mercurio pasando por delante del Sol

Las últimas observaciones llevadas a cabo, sugieren la existencia de hielo de agua en el fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros, cercanos a los polos, que nunca han estado expuestos directamente a la luz solar. El hielo de agua es altamente reflectante al radar; se especula que el hielo cubre sólo unos metros de profundidad de estos cráteres, y que contienen alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada 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.

Se estima que el núcleo de Mercurio ocupa un 42% del volumen total del planeta(el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17%) y que es muy rico en hierro. El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar puso en evidencia la existencia de un campo magnético en torno al planeta. En el año 2007, algunas observaciones muy precisas realizadas desde la Tierra mediante radar, demostraron un bamboleo del eje de rotación de Mercurio. La única explicación razonable sería que el núcleo estuviera parcialmente fundido y que constara de materiales férricos, los cuales serían causantes de su campo magnético.

Rodeando al 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  impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo.

La corteza mide en torno a los 200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las numerosas líneas escarpadas que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta.

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, sufrió un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4.000 millones de años. Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la ausencia de atmósfera que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Los cráteres más antiguos han tenido una erosión más prolongada, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 350º C por el día y –170º C por la noche.

Foto obtenida por el Mariner 10

Las planicies de Mercurio tienen dos distintas edades; las jóvenes llanuras tienen menos cráteres y probablemente se formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo característico de la superficie de este planeta son los numerosos pliegues de que entrecruzan las llanuras. Se piensa que cuando el interior del planeta se enfrió, se contrajo y ello ocasionó la deformación de la superficie. Estos pliegues se pueden apreciar por encima de cráteres y planicies, lo que hace indicar que son mucho más recientes.

La superficie de Mercurio está significativamente flexada a causa de la fuerza de la marea ejercida por el Sol, las cuales son un 17% más fuerte que las ejercidas por la Luna sobre la Tierra.

En la geología de Mercurio se destaca la Cuenca de Caloris, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; tiene un diámetro aproximado de 1.550 km con un albedo superior al de los terrenos circundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). Contiene también una formación no observada en la Luna, que consiste en aproximadamente en un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida como La Araña; en el centro de ésta se encuentra un cráter. En las antípodas de la Cuenca Caloris se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño. Una hipótesis sobre el origen de este complejo geomorfológico es que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca de Caloris atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en el extremo opuesto del planeta, fracturando la superficie y formando esta cordillera.
	Detalle del Terreno Extraño
	La Cuenca de Caloris

La superficie de Mercurio probablemente ha sufrido los efectos de procesos de erosión espacial, causados por el viento solar y los impactos de micro meteoritos.

La sonda Mariner 10 demostró la existencia de una atmósfera muy tenue, constituida principalmente por potasio y sodio, y que tiene una presión de sólo una cien milésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.

Esta atmósfera tan liviana se explica por el hecho de que al ser Mercurio un planeta muy pequeño, su atracción gravitacional es insuficiente para retener durante largos periodos de tiempo una densidad atmosférica mayor. Esta atmósfera se va perdiendo escapándose al espacio y va siendo reemplazada por átomos de hidrógeno y de helio que provienen del viento solar y que se difuminan en la magnetosfera.

Se ha descubierto sodio en abundancia en una especie de cola que se extiende hasta casi 40.000 km en dirección opuesta al Sol. En la imagen de la derecha, de observa el iamaño de Mercurio comparado con el de la Tierra. La magnitud aparente de Mercurio varía entre -2,0 (brillante como la estrella Sirio) y 5,5.
	La Tierra y Mercurio

La observación visual de Mercurio es complicada por su proximidad al Sol. Sólo se puede observar por un corto periodo de tiempo poco antes del amanecer o de durante el crepúsculo vespertino. Es más fácil de ver desde el hemisferio sur de la Tierra que desde el hemisferio norte. En ambos casos, se le ve elevarse varias horas antes que el Sol y no se pone hasta varias horas después del ocaso, en los países situados en latitudes templadas del hemisferio sur, como Argentina y Nueva Zelanda.
Como otros muchos planetas y estrellas brillantes, puede ser visto durante un eclipse solar.

Mercurio además es más brillante visto desde la Tierra cuando se encuentra entre la fase creciente o la menguante y la llena. Al contrario que Venus, cuando aparece más brillante está en cuarto creciente, porque es cuando se encuentra más cerca de la Tierra.

Noticia del 7 de diciembre de 2012. La sonda Messenger descubre agua en el planeta Mercurio.
Los datos proporcionados por la sonda Messenger, hacen pensar que existe agua y compuestos orgánicos en los profundos y oscuros cráteres del polo norte de Mercurio. Pulse aquí para leer toda la noticia.

Noticia del 22 de marzo de 2012. Hay agua helada en el planeta Mercurio?

En el año 2004, la NASA, lanzó al espacio la sonda Messenger y el 18 de marzo de 2011 los técnicos lograron colocarla en una órbita altamente elíptica que va de 200 kilómetros hasta 15.000 kilómetros de la superficie de Mercurio. El hallazgo relatado en esta noticia es que la cartografía realizada por la sonda Messenger ha comprobado que hay  regiones polares de sombra permanente que apoyan la hipótesis de la presencia de agua helada en algunos cráteres profundos de la zona polar de Mercurio.