Planeta Mercurio

Mercurio en color verdadero (por MESSENGER en 2008). Créditos: NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Universidad Estatal de Arizona / Institución Carnegie de Washington

Mercurio es el planeta más pequeño del Sistema Solar y el más cercano al Sol. Su órbita alrededor del Sol tarda 87,97 días terrestres, la más corta de todos los planetas del Sol. Lleva el nombre del dios romano Mercurio, dios del comercio, mensajero de los dioses y mediador entre dioses y mortales, correspondiente al dios griego Hermes (Ἑρμῆς). Como Venus, Mercurio orbita al Sol dentro de la órbita de la Tierra como un planeta interior, y su distancia aparente del Sol visto desde la Tierra nunca excede los 28 °. Esta proximidad al Sol significa que el planeta solo se puede ver cerca del horizonte occidental después de la puesta del sol o del horizonte oriental antes del amanecer, generalmente en el crepúsculo. En este momento, puede parecer un objeto brillante parecido a una estrella, pero a menudo es mucho más difícil de observar que Venus. Desde la Tierra, el planeta muestra telescópicamente la gama completa de fases, similar a Venus y la Luna, que se repite durante su período sinódico de aproximadamente 116 días.

Mercurio gira de una manera única en el Sistema Solar. Está bloqueado por mareas con el Sol en una resonancia de órbita de giro de 3:2, lo que significa que, en relación con las estrellas fijas, gira sobre su eje exactamente tres veces por cada dos revoluciones que da alrededor del Sol. Visto desde el Sol, en un marco de referencia que gira con el movimiento orbital, parece girar solo una vez cada dos años mercurianos. Por lo tanto, un observador en Mercurio vería solo un día cada dos años mercurianos.

Tamaño de Mercurio comparado con La Tierra: Créditos: NASA Mercury image: NASA / APL (from MESSENGER)

El eje de Mercurio tiene la inclinación más pequeña de cualquiera de los planetas del Sistema Solar (alrededor de 1⁄30 de grado). Su excentricidad orbital es la más grande de todos los planetas conocidos en el Sistema Solar; en el perihelio, la distancia de Mercurio al Sol es solo alrededor de dos tercios (o 66%) de su distancia en el afelio. La superficie de Mercurio parece tener muchos cráteres y su apariencia es similar a la de la Luna, lo que indica que ha estado geológicamente inactiva durante miles de millones de años. Casi sin atmósfera para retener el calor, tiene temperaturas superficiales que varían durante el día más que en cualquier otro planeta del Sistema Solar, que van desde 100 K (−173 ° C; −280 ° F) por la noche a 700 K (427 ° C). ; 800 ° F) durante el día en las regiones ecuatoriales. Las regiones polares están constantemente por debajo de 180 K (-93 ° C; -136 ° F). El planeta no tiene satélites naturales conocidos.

Dos naves espaciales han visitado Mercurio: el Mariner 10 pasó volando en 1974 y 1975; y MESSENGER, lanzado en 2004, orbitó Mercurio más de 4.000 veces en cuatro años antes de agotar su combustible y estrellarse contra la superficie del planeta el 30 de abril de 2015. Está previsto que la nave espacial BepiColombo llegue a Mercurio en 2025.

Mercurio es uno de los cuatro planetas terrestres del Sistema Solar y es un cuerpo rocoso como la Tierra. Es el planeta más pequeño del Sistema Solar, con un radio ecuatorial de 2.439,7 kilómetros (1.516,0 mi). Mercurio también es más pequeño, aunque más masivo, que los satélites naturales más grandes del Sistema Solar, Ganímedes y Titán. Mercurio consta de aproximadamente un 70% de material metálico y un 30% de material de silicato.

Estructura interna

Mercurio parece tener una corteza y un manto de silicato sólido que recubren una capa central exterior sólida de sulfuro de hierro, una capa central líquida más profunda y un núcleo interior sólido. La densidad del planeta es la segunda más alta del Sistema Solar con 5,427 g/cm3, solo un poco menos que la densidad de la Tierra de 5,515 g/cm3. Si el efecto de la compresión gravitacional fuera factorizado en ambos planetas, los materiales de los que está hecho Mercurio serían más densos que los de la Tierra, con una densidad sin comprimir de 5,3 g/cm3 frente a los 4,4 g/cm3 de la Tierra. La densidad de Mercurio se puede utilizar para inferir detalles de su estructura interna. Aunque la alta densidad de la Tierra resulta apreciablemente de la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones internas no están tan comprimidas. Por lo tanto, para que tenga una densidad tan alta, su núcleo debe ser grande y rico en hierro.

La estructura interna y el campo magnético de Mercurio. Créditos: A loose necktieCC BY-SA 4.0

Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa aproximadamente el 55% de su volumen; para la Tierra, esta proporción es del 17%. La investigación publicada en 2007 sugiere que el mercurio tiene un núcleo fundido. Alrededor del núcleo hay un manto de 500 a 700 km (310 a 430 millas) que consta de silicatos. Según los datos de la misión Mariner 10 y la observación desde la Tierra, se estima que la corteza de Mercurio tiene un grosor de 35 km (22 millas). Sin embargo, este modelo puede ser una sobreestimación y la corteza podría tener un grosor de 26 ± 11 km (16,2 ± 6,8 mi) según un modelo de isostacia de Airy. Una característica distintiva de la superficie de Mercurio es la presencia de numerosas crestas estrechas, que se extienden hasta varios cientos de kilómetros de longitud. Se cree que se formaron cuando el núcleo y el manto de Mercurio se enfriaron y contrajeron en un momento en que la corteza ya se había solidificado.

El núcleo de Mercurio tiene un contenido de hierro más alto que el de cualquier otro planeta importante del Sistema Solar, y se han propuesto varias teorías para explicarlo. La teoría más aceptada es que Mercurio originalmente tenía una relación metal-silicato similar a la de los meteoritos de condrita comunes, que se cree que son típicos de la materia rocosa del Sistema Solar, y una masa de aproximadamente 2,25 veces su masa actual. Al principio de la historia del Sistema Solar, Mercurio pudo haber sido golpeado por un planetesimal de aproximadamente 1/6 de esa masa y varios miles de kilómetros de diámetro. El impacto habría eliminado gran parte de la corteza y el manto originales, dejando el núcleo como un componente relativamente importante. Se ha propuesto un proceso similar, conocido como hipótesis del impacto gigante, para explicar la formación de la Luna.

Alternativamente, Mercurio puede haberse formado a partir de la nebulosa solar antes de que se estabilizara la producción de energía del Sol. Inicialmente habría tenido el doble de su masa actual, pero a medida que el proto-sol se contraía, las temperaturas cerca de Mercurio podrían haber estado entre 2.500 y 3.500 K y posiblemente incluso tan altas como 10.000 K. Gran parte de la roca de la superficie de Mercurio podría haberse vaporizado a tales temperaturas, formando una atmósfera de «vapor de roca» que podría haber sido arrastrada por el viento solar.

Una tercera hipótesis propone que la nebulosa solar causó arrastre en las partículas de las que se estaba acumulando Mercurio, lo que significó que las partículas más ligeras se perdieron del material de acumulación y no fueron recogidas por Mercurio. Cada hipótesis predice una composición de superficie diferente, y hay dos misiones espaciales programadas para realizar observaciones. MESSENGER, que terminó en 2015, encontró niveles de potasio y azufre más altos de lo esperado en la superficie, lo que sugiere que la hipótesis del impacto gigante y la vaporización de la corteza y el manto no ocurrieron porque el potasio y el azufre habrían sido expulsados ​​por el calor extremo. de estos hechos. BepiColombo, que llegará a Mercurio en 2025, hará observaciones para probar estas hipótesis. Los hallazgos hasta ahora parecen favorecer la tercera hipótesis; sin embargo, es necesario un análisis más detallado de los datos.

Geología de la superficie

La superficie de Mercurio es similar en apariencia a la de la Luna, mostrando extensas llanuras parecidas a mares y grandes cráteres, lo que indica que ha estado geológicamente inactivo durante miles de millones de años. Es más heterogéneo que el de Marte o el de la Luna, los cuales contienen tramos significativos de geología similar, como llanuras y mesetas. Las características del albedo son áreas de reflectividad marcadamente diferente, que incluyen cráteres de impacto, la eyección resultante y sistemas radiales. Las características del albedo más grandes corresponden a llanuras de mayor reflectividad. Mercurio tiene dorsales (también llamadas «crestas arrugadas»), tierras altas parecidas a la luna, montañas, llanuras, escarpes y valles.

El manto del planeta es químicamente heterogéneo, lo que sugiere que el planeta pasó por una fase de océano de magma al principio de su historia. La cristalización de minerales y el vuelco convectivo dieron como resultado una corteza en capas químicamente heterogénea con variaciones a gran escala en la composición química observadas en la superficie. La corteza es baja en hierro pero alta en azufre, como resultado de las condiciones tempranas de reducción química más fuertes que las que se encuentran en los otros planetas terrestres. La superficie está dominada por piroxeno y olivino pobres en hierro, representados por enstatita y forsterita, respectivamente, junto con plagioclasa rica en sodio y minerales de magnesio, calcio y sulfuro de hierro mixtos. Las regiones menos reflectantes de la corteza tienen un alto contenido de carbono, probablemente en forma de grafito.

Los nombres de las características de Mercurio provienen de diversas fuentes. Los nombres provenientes de personas se limitan a los fallecidos. Los cráteres reciben el nombre de artistas, músicos, pintores y autores que han realizado contribuciones sobresalientes o fundamentales en su campo. Las crestas, o dorsa, reciben su nombre de los científicos que han contribuido al estudio de Mercurio. Las depresiones o fosas reciben el nombre de obras de arquitectura. Los Montes reciben el nombre de la palabra «caliente» en una variedad de idiomas. Las llanuras o planicies reciben el nombre de Mercurio en varios idiomas. Las escarpas o «rups» reciben el nombre de barcos de expediciones científicas. Los valles reciben el nombre de ciudades, pueblos o asentamientos antiguos abandonados.

Cuencas de impacto y cráteres

Escaneo de espectro MASCS de la superficie de Mercurio por MESSENGER. Créditos: NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Institución Carnegie de Washington

Mercurio fue fuertemente bombardeado por cometas y asteroides durante y poco después de su formación hace 4.600 millones de años, así como durante un episodio posterior posiblemente separado llamado el Bombardeo Pesado Tardío que terminó hace 3.800 millones de años. Mercurio recibió impactos en toda su superficie durante este período de intensa formación de cráteres, facilitado por la falta de atmósfera para frenar a los impactadores. Durante este tiempo, Mercurio estuvo volcánicamente activo; las cuencas se llenaron de magma, produciendo llanuras lisas similares a las marías encontradas en la Luna. Se ha descubierto un cráter inusual con depresiones radiantes que los científicos llamaron «la araña». Más tarde fue nombrado Apolodoro.

Los cráteres en Mercurio varían en diámetro desde pequeñas cavidades en forma de cuenco hasta cuencas de impacto de múltiples anillos de cientos de kilómetros de diámetro. Aparecen en todos los estados de degradación, desde cráteres con radios relativamente recientes hasta restos de cráteres muy degradados. Los cráteres de Mercurio difieren sutilmente de los cráteres lunares en que el área cubierta por su eyección es mucho más pequeña, una consecuencia de la gravedad superficial más fuerte de Mercurio. De acuerdo con las reglas de la Unión Astronómica Internacional (IAU), cada nuevo cráter debe llevar el nombre de un artista que fue famoso durante más de cincuenta años y estuvo muerto durante más de tres años, antes de la fecha en que se nombra el cráter.

Vista en perspectiva de la Cuenca Caloris – alta (roja); bajo (azul). Créditos: NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Institución Carnegie de Washington

El cráter más grande conocido es Caloris Planitia, o Cuenca Caloris, con un diámetro de 1.550 km. El impacto que creó la Cuenca Caloris fue tan poderoso que provocó erupciones de lava y dejó un anillo montañoso concéntrico de ~ 2 km de altura alrededor del cráter de impacto. El suelo de la cuenca Caloris está cubierto por una llanura plana geológicamente distinta, dividida por crestas y fracturas en un patrón aproximadamente poligonal. No está claro si se trata de flujos de lava volcánica inducidos por el impacto o de una gran capa de derretimiento por impacto.

En la antípoda de la Cuenca Caloris hay una gran región de terreno montañoso inusual conocido como el «Terreno Extraño». Una hipótesis sobre su origen es que las ondas de choque generadas durante el impacto de Caloris viajaron alrededor de Mercurio, convergiendo en la antípoda de la cuenca (180 grados de distancia). Las altas tensiones resultantes fracturaron la superficie. Alternativamente, se ha sugerido que este terreno se formó como resultado de la convergencia de eyecciones en la antípoda de esta cuenca.

La cuenca de Tolstoj se encuentra en la parte inferior de esta imagen de la extremidad de Mercurio.
En total, se han identificado 46 cuencas de impacto. Una cuenca notable es la cuenca de Tolstoj de 400 km de ancho y múltiples anillos que tiene un manto de eyección que se extiende hasta 500 km desde su borde y un piso que ha sido llenado con materiales lisos de llanura. La cuenca de Beethoven tiene una capa de eyección de tamaño similar y un borde de 625 km de diámetro. Al igual que la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha sufrido los efectos de los procesos de meteorización espacial, incluidos el viento solar y los impactos de micrometeoritos.

Llanuras

Hay dos regiones de llanuras geológicamente distintas en Mercurio. Las llanuras onduladas en las regiones entre cráteres son las superficies visibles más antiguas de Mercurio, anteriores al terreno lleno de cráteres. Estas llanuras entre cráteres parecen haber borrado muchos cráteres anteriores y muestran una escasez general de cráteres más pequeños por debajo de unos 30 km de diámetro.

Las llanuras lisas son áreas planas muy extendidas que llenan depresiones de varios tamaños y tienen un gran parecido con la planicie lunar. A diferencia de ella, las suaves llanuras de Mercurio tienen el mismo albedo que las antiguas llanuras entre cráteres. A pesar de la falta de características inequívocamente volcánicas, la localización y la forma redondeada y lobulada de estas llanuras apoyan fuertemente los orígenes volcánicos. Todas las llanuras suaves de Mercurio se formaron significativamente más tarde que la cuenca de Caloris, como lo demuestran las densidades de cráteres apreciablemente más pequeñas que en el manto de eyección de Caloris.

Características de compresión

Una característica inusual de la superficie de Mercurio son los numerosos pliegues de compresión, o arrugas, que atraviesan las llanuras. A medida que el interior de Mercurio se enfrió, se contrajo y su superficie comenzó a deformarse, creando crestas arrugadas y escarpes lobulados asociados con fallas de empuje. Los escarpes pueden alcanzar longitudes de 1000 km y alturas de 3 km. Estas características de compresión se pueden ver además de otras características, como cráteres y llanuras lisas, lo que indica que son más recientes. El mapeo de las características ha sugerido una contracción total del radio de Mercurio en el rango de ~ 1 a 7 km. La mayor parte de la actividad a lo largo de los principales sistemas de propulsión probablemente terminó hace entre 3.600 y 3.700 millones de años. Se han encontrado escarpes de fallas de empuje a pequeña escala, de decenas de metros de altura y con longitudes en el rango de unos pocos kilómetros, que parecen tener menos de 50 millones de años, lo que indica que la compresión del interior y la consecuente actividad geológica superficial continúan el presente.

El Lunar Reconnaissance Orbiter descubrió que existen fallas de empuje similares pero más pequeñas en la Luna.

Vulcanismo

Hay pruebas de flujos piroclásticos en Mercurio de volcanes en escudo de bajo perfil. Se han identificado 51 depósitos piroclásticos, donde el 90% de ellos se encuentran dentro de cráteres de impacto. Un estudio del estado de degradación de los cráteres de impacto que albergan depósitos piroclásticos sugiere que la actividad piroclástica ocurrió en Mercurio durante un intervalo prolongado.

Una «depresión sin borde» dentro del borde suroeste de la cuenca Caloris consta de al menos nueve respiraderos volcánicos superpuestos, cada uno individualmente de hasta 8 km de diámetro. Por tanto, es un «volcán compuesto». Los pisos de ventilación están al menos 1 km por debajo de sus bordes y se parecen más a los cráteres volcánicos esculpidos por erupciones explosivas o modificados por el colapso en espacios vacíos creados por la retirada de magma hacia un conducto. Los científicos no pudieron cuantificar la edad del sistema del complejo volcánico, pero informaron que podría ser del orden de mil millones de años.

Condiciones de la superficie y exosfera

La temperatura de la superficie de Mercurio varía de 100 a 700 K (−173 a 427 ° C; −280 a 800 ° F) en los lugares más extremos: 0 ° N, 0 ° W o 180 ° W. Nunca supera los 180 K en los polos, debido a la ausencia de atmósfera y un gradiente de temperatura pronunciado entre el ecuador y los polos. El punto subsolar alcanza aproximadamente 700 K durante el perihelio (0 ° W o 180 ° W), pero solo 550 K en el afelio (90 ° o 270 ° W). En el lado oscuro del planeta, las temperaturas promedian 110 K. La intensidad de la luz solar en la superficie de Mercurio varía entre 4,59 y 10,61 veces la constante solar (1370 W·m−2).

Aunque la temperatura de la luz del día en la superficie de Mercurio es generalmente extremadamente alta, las observaciones sugieren fuertemente que existe hielo (agua congelada) en Mercurio. Los suelos de los cráteres profundos en los polos nunca están expuestos a la luz solar directa y las temperaturas permanecen por debajo de 102 K, muy por debajo del promedio global. Esto crea una trampa fría donde el hielo puede acumularse. El hielo de agua refleja fuertemente el radar, y las observaciones del Radar del Sistema Solar Goldstone de 70 metros y el VLA a principios de la década de 1990 revelaron que hay parches de alta reflexión de radar cerca de los polos. Aunque el hielo no fue la única causa posible de estas regiones reflectantes, los astrónomos creen que fue la más probable.

Se estima que las regiones heladas contienen alrededor de 1014–1015 kg de hielo, y pueden estar cubiertas por una capa de regolito que inhibe la sublimación. En comparación, la capa de hielo de la Antártida en la Tierra tiene una masa de aproximadamente 4 × 1018 kg, y el casquete polar sur de Marte contiene aproximadamente 1016 kg de agua. El origen del hielo en Mercurio aún no se conoce, pero las dos fuentes más probables son la desgasificación del agua del interior del planeta o la deposición por impactos de cometas.

Mercurio es demasiado pequeño y caliente para que su gravedad retenga una atmósfera significativa durante largos períodos de tiempo; tiene una exosfera tenue delimitada por la superficie que contiene hidrógeno, helio, oxígeno, sodio, calcio, potasio y otros a una presión superficial de menos de aproximadamente 0,5 nPa (0,005 picobares). Esta exosfera no es estable: los átomos se pierden y se reponen continuamente a partir de una variedad de fuentes. Los átomos de hidrógeno y de helio probablemente provienen del viento solar y se difunden en la magnetosfera de Mercurio antes de volver a escapar al espacio. La desintegración radiactiva de los elementos dentro de la corteza de Mercurio es otra fuente de helio, así como de sodio y potasio. MESSENGER encontró altas proporciones de calcio, helio, hidróxido, magnesio, oxígeno, potasio, silicio y sodio. El vapor de agua está presente, liberado por una combinación de procesos tales como: cometas que golpean su superficie, chisporroteo creando agua a partir del hidrógeno del viento solar y oxígeno de la roca, y sublimación de depósitos de hielo de agua en los cráteres polares permanentemente sombreados. La detección de grandes cantidades de iones relacionados con el agua como O+, OH, y H3O+ fue una sorpresa. Debido a las cantidades de estos iones que se detectaron en el entorno espacial de Mercurio, los científicos suponen que estas moléculas fueron expulsadas de la superficie o exosfera por el viento solar.

Imagen compuesta del polo norte de Mercurio, donde la NASA confirmó el descubrimiento de un gran volumen de hielo de agua, en cráteres permanentemente oscuros que allí se encuentran. Créditos: NASA

Se descubrieron sodio, potasio y calcio en la atmósfera durante los años 1980-1990, y se cree que son el resultado principalmente de la vaporización de la roca superficial golpeada por impactos de micrometeoritos, incluido actualmente el cometa Encke. En 2008, MESSENGER descubrió magnesio. Los estudios indican que, en ocasiones, las emisiones de sodio se localizan en puntos que corresponden a los polos magnéticos del planeta. Esto indicaría una interacción entre la magnetosfera y la superficie del planeta.

El 29 de noviembre de 2012, la NASA confirmó que las imágenes de MESSENGER habían detectado que los cráteres del polo norte contenían agua helada. El investigador principal de MESSENGER, Sean Solomon, es citado en The New York Times estimando que el volumen del hielo es lo suficientemente grande como para «encerrar Washington, DC, en un bloque congelado de dos millas y media de profundidad».

Campo magnético y magnetosfera

A pesar de su pequeño tamaño y su lenta rotación de 59 días, Mercurio tiene un campo magnético significativo y aparentemente global. Según las mediciones tomadas por Mariner 10, es aproximadamente el 1,1% de la fuerza de la Tierra. La fuerza del campo magnético en el ecuador de Mercurio es de aproximadamente 300 nT. Como el de la Tierra, el campo magnético de Mercurio es dipolar. A diferencia de la Tierra, los polos de Mercurio están casi alineados con el eje de rotación del planeta. Las mediciones de las sondas espaciales Mariner 10 y MESSENGER han indicado que la fuerza y ​​la forma del campo magnético son estables.

Es probable que este campo magnético sea generado por un efecto dínamo, de manera similar al campo magnético de la Tierra. Este efecto dínamo resultaría de la circulación del núcleo líquido rico en hierro del planeta. Los efectos de calentamiento de las mareas particularmente fuertes causados ​​por la alta excentricidad orbital del planeta servirían para mantener parte del núcleo en el estado líquido necesario para este efecto de dínamo.

Gráfico que muestra la fuerza relativa del campo magnético de Mercurio

El campo magnético de Mercurio es lo suficientemente fuerte como para desviar el viento solar alrededor del planeta, creando una magnetosfera. La magnetosfera del planeta, aunque lo suficientemente pequeña como para caber dentro de la Tierra, es lo suficientemente fuerte como para atrapar el plasma del viento solar. Esto contribuye a la meteorización espacial de la superficie del planeta. Las observaciones tomadas por la nave espacial Mariner 10 detectaron este plasma de baja energía en la magnetosfera del lado nocturno del planeta. Los estallidos de partículas energéticas en la cola magnética del planeta indican una cualidad dinámica en su magnetosfera.

Durante su segundo sobrevuelo del planeta el 6 de octubre de 2008, MESSENGER descubrió que el campo magnético de Mercurio puede ser extremadamente «permeable». La nave espacial encontró «tornados» magnéticos – haces retorcidos de campos magnéticos que conectan el campo magnético planetario con el espacio interplanetario – que tenían hasta 800 km de ancho o un tercio del radio del planeta. Estos tubos de flujo magnético retorcidos, técnicamente conocidos como eventos de transferencia de flujo, forman ventanas abiertas en el escudo magnético del planeta a través de las cuales el viento solar puede entrar e impactar directamente en la superficie de Mercurio a través de la reconexión magnética. Esto también ocurre en el campo magnético de la Tierra. Las observaciones de MESSENGER mostraron que la tasa de reconexión es diez veces mayor en Mercurio, pero su proximidad al Sol solo representa alrededor de un tercio de la tasa de reconexión observada por MESSENGER.

Órbita, rotación y longitud

Órbita de Mercurio (2006). Créditos: Eurocommuter – CC BY-SA 3.0

Mercurio tiene la órbita más excéntrica de todos los planetas del Sistema Solar; su excentricidad es 0,21 con su distancia al Sol que va desde 46.000.000 a 70.000.000 km (29.000.000 a 43.000.000 mi). Se necesitan 87,969 días terrestres para completar una órbita. El diagrama ilustra los efectos de la excentricidad, mostrando la órbita de Mercurio superpuesta con una órbita circular que tiene el mismo semieje mayor. La mayor velocidad de Mercurio cuando está cerca del perihelio es clara por la mayor distancia que cubre en cada intervalo de 5 días. En el diagrama, la distancia variable de Mercurio al Sol está representada por el tamaño del planeta, que es inversamente proporcional a la distancia de Mercurio al Sol. Esta distancia variable al Sol hace que la superficie de Mercurio sea flexionada por protuberancias de marea levantadas por el Sol que son aproximadamente 17 veces más fuertes que las de la Luna en la Tierra. Combinado con una resonancia de giro-órbita 3:2 de la rotación del planeta alrededor de su eje, también da como resultado variaciones complejas de la temperatura de la superficie. La resonancia hace que un solo día solar (la longitud entre dos tránsitos meridianos del Sol) en Mercurio dure exactamente dos años de Mercurio, o alrededor de 176 días terrestres.

Animación de las órbitas de Mercurio y la Tierra alrededor del Sol. Créditos: LookangCC BY-SA 3.0

La órbita de Mercurio está inclinada 7 grados con respecto al plano de la órbita de la Tierra (la eclíptica), la mayor de los ocho planetas solares conocidos. Como resultado, los tránsitos de Mercurio a través de la faz del Sol solo pueden ocurrir cuando el planeta está cruzando el plano de la eclíptica en el momento en que se encuentra entre la Tierra y el Sol, que es en mayo o noviembre. Esto ocurre aproximadamente cada siete años en promedio.

La inclinación axial de Mercurio es casi cero, con el mejor valor medido tan bajo como 0,027 grados. Esto es significativamente más pequeño que el de Júpiter, que tiene la segunda inclinación axial más pequeña de todos los planetas a 3,1 grados. Esto significa que para un observador en los polos de Mercurio, el centro del Sol nunca se eleva más de 2,1 minutos de arco sobre el horizonte.

En ciertos puntos de la superficie de Mercurio, un observador podría ver que el Sol se asoma un poco más de dos tercios del camino sobre el horizonte, luego retrocede y se pone antes de salir nuevamente, todo dentro del mismo día mercuriano. Esto se debe a que aproximadamente cuatro días terrestres antes del perihelio, la velocidad orbital angular de Mercurio es igual a su velocidad de rotación angular, de modo que cesa el movimiento aparente del Sol; más cerca del perihelio, la velocidad orbital angular de Mercurio excede la velocidad de rotación angular. Por lo tanto, para un observador hipotético en Mercurio, el Sol parece moverse en una dirección retrógrada. Cuatro días terrestres después del perihelio, se reanuda el movimiento aparente normal del Sol. Un efecto similar habría ocurrido si Mercurio hubiera estado en rotación sincrónica: la ganancia y pérdida alterna de rotación sobre la revolución habría causado una libración de 23,65 ° de longitud.

Por la misma razón, hay dos puntos en el ecuador de Mercurio, separados 180 grados en longitud, en cualquiera de los cuales, alrededor del perihelio en años alternos de Mercurio (una vez un día de Mercurio), el Sol pasa por encima, luego invierte su movimiento aparente y pasa por encima. nuevamente, luego se invierte una segunda vez y pasa por encima de su cabeza una tercera vez, lo que tarda un total de aproximadamente 16 días terrestres para todo este proceso. En los otros años alternos de Mercurio, ocurre lo mismo en el otro de estos dos puntos. La amplitud del movimiento retrógrado es pequeña, por lo que el efecto general es que, durante dos o tres semanas, el Sol está casi estacionario en lo alto y es más brillante porque Mercurio está en el perihelio, el más cercano al Sol. Esta exposición prolongada al sol en su punto más brillante hace que estos dos puntos sean los lugares más calientes de Mercurio. La temperatura máxima ocurre cuando el Sol está en un ángulo de unos 25 grados después del mediodía debido al retraso de la temperatura diurna, a 0,4 días de Mercurio y 0,8 años de Mercurio después del amanecer. Por el contrario, hay otros dos puntos en el ecuador, a 90 grados de longitud aparte de los primeros, donde el Sol pasa por encima solo cuando el planeta está en afelio en años alternos, cuando el movimiento aparente del Sol en el cielo de Mercurio es relativamente rápido. . Estos puntos, que son los del ecuador donde ocurre el movimiento retrógrado aparente del Sol cuando cruza el horizonte como se describe en el párrafo anterior, reciben mucho menos calor solar que los primeros descritos anteriormente.

Mercurio alcanza una conjunción inferior (aproximación más cercana a la Tierra) cada 116 días terrestres en promedio, pero este intervalo puede variar de 105 días a 129 días debido a la órbita excéntrica del planeta. Mercurio puede llegar tan cerca como 82.200.000 kilómetros (0,549 unidades astronómicas; 51,1 millones de millas) de la Tierra, y eso está disminuyendo lentamente: el próximo acercamiento a menos de 82.100.000 km (51,0 millones de millas) es en 2679, y a menos de 82.000.000 km (51 millones de millas). millas) en 4487, pero no estará más cerca de la Tierra que 80.000.000 km (50 millones de millas) hasta el año 28622. Su período de movimiento retrógrado visto desde la Tierra puede variar de 8 a 15 días a cada lado de la conjunción inferior. Este amplio rango surge de la alta excentricidad orbital del planeta. Esencialmente porque Mercurio está más cerca del Sol, cuando se toma un promedio en el tiempo, Mercurio es el planeta más cercano a la Tierra, y en esa medida, es el planeta más cercano a cada uno de los otros planetas del Sistema Solar.

Convención de la longitud

La convención de longitud para Mercurio coloca el cero de longitud en uno de los dos puntos más calientes de la superficie, como se describe anteriormente. Sin embargo, cuando esta área fue visitada por primera vez, por Mariner 10, este meridiano cero estaba en la oscuridad, por lo que era imposible seleccionar una característica en la superficie para definir la posición exacta del meridiano. Por lo tanto, se eligió un pequeño cráter más al oeste, llamado Hun Kal, que proporciona el punto de referencia exacto para medir la longitud. El centro de Hun Kal define el meridiano 20° oeste. Una resolución de 1970 de la Unión Astronómica Internacional sugiere que las longitudes se midan positivamente en la dirección oeste en Mercurio. Por lo tanto, los dos lugares más calientes del ecuador se encuentran en las longitudes 0° Oeste y 180° Oeste, y los puntos más fríos en el ecuador están en las longitudes 90° Oeste y 270° Oeste. Sin embargo, el proyecto MESSENGER utiliza una convención positiva hacia el este.

Resonancia de la órbita de giro

Durante muchos años se pensó que Mercurio estaba sincronizado por mareas con el Sol, girando una vez por cada órbita y manteniendo siempre la misma cara dirigida hacia el Sol, de la misma forma que el mismo lado de la Luna siempre mira a la Tierra. Las observaciones de radar en 1965 demostraron que el planeta tiene una resonancia de órbita de giro de 3:2, rotando tres veces por cada dos revoluciones alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita de Mercurio hace que esta resonancia sea estable: en el perihelio, cuando la marea solar es más fuerte, el Sol está casi quieto en el cielo de Mercurio.

Después de una órbita, Mercurio ha girado 1,5 veces, por lo que después de dos órbitas completas, el mismo hemisferio se ilumina nuevamente. Créditos: TosCC BY-SA 3.0

El inusual bloqueo de marea resonante 3:2 se estabiliza mediante la variación de la fuerza de marea a lo largo de la órbita excéntrica de Mercurio, que actúa sobre un componente dipolo permanente de la distribución de masa de Mercurio. En una órbita circular no hay tal variación, por lo que la única resonancia estabilizada en dicha órbita es en 1:1 (p. Ej., Tierra-Luna), cuando la fuerza de marea, que estira un cuerpo a lo largo de la línea «centro-cuerpo», ejerce un momento de torsión que alinea el eje de menor inercia del cuerpo (el eje «más largo», y el eje del dipolo mencionado) para apuntar siempre al centro. Sin embargo, con una excentricidad notable, como la de la órbita de Mercurio, la fuerza de marea tiene un máximo en el perihelio y, por lo tanto, estabiliza las resonancias, como 3:2, asegurando que el planeta apunte su eje de menor inercia aproximadamente al Sol al pasar por el perihelio.

La razón original por la que los astrónomos pensaron que estaba bloqueado sincrónicamente era que, siempre que Mercurio estaba mejor ubicado para la observación, siempre estaba casi en el mismo punto en su resonancia 3:2, por lo que mostraba la misma cara. Esto se debe a que, casualmente, el período de rotación de Mercurio es casi exactamente la mitad de su período sinódico con respecto a la Tierra. Debido a la resonancia de la órbita de giro 3:2 de Mercurio, un día solar dura unos 176 días terrestres. Un día sidéreo (el período de rotación) dura aproximadamente 58,7 días terrestres.

Las simulaciones indican que la excentricidad orbital de Mercurio varía caóticamente desde casi cero (circular) a más de 0,45 durante millones de años debido a las perturbaciones de los otros planetas. Se pensaba que esto explicaba la resonancia de giro-órbita 3:2 de Mercurio (en lugar de la más habitual 1:1), porque es más probable que este estado surja durante un período de alta excentricidad. Sin embargo, un modelo preciso basado en un modelo realista de respuesta de las mareas ha demostrado que Mercurio fue capturado en el estado de órbita de giro 3:2 en una etapa muy temprana de su historia, dentro de los 20 (más probablemente, 10) millones de años después de su formación.

Las simulaciones numéricas muestran que una futura interacción del perihelio resonante orbital secular con Júpiter puede hacer que la excentricidad de la órbita de Mercurio aumente hasta el punto en que hay un 1% de probabilidad de que el planeta choque con Venus dentro de los próximos cinco mil millones de años.

Precesión del perihelio

En 1859, el matemático y astrónomo francés Urbain Le Verrier informó que la lenta precesión de la órbita de Mercurio alrededor del Sol no podía explicarse completamente por la mecánica newtoniana y las perturbaciones de los planetas conocidos. Sugirió, entre las posibles explicaciones, que podría existir otro planeta (o quizás una serie de «corpúsculos» más pequeños) en una órbita aún más cercana al Sol que la de Mercurio, para explicar esta perturbación. (Otras explicaciones consideradas incluyeron un ligero achatamiento del Sol). El éxito de la búsqueda de Neptuno basada en sus perturbaciones de la órbita de Urano llevó a los astrónomos a depositar fe en esta posible explicación, y el hipotético planeta se llamó Vulcano, pero no tal. planeta alguna vez fue encontrado.

La precesión del perihelio de Mercurio es de 5.600 segundos de arco (1,5556°) por siglo en relación con la Tierra, o 574,10 ± 0,65 segundos de arco por siglo en relación con el ICRF inercial. La mecánica newtoniana, teniendo en cuenta todos los efectos de los otros planetas, predice una precesión de 5.557 segundos de arco (1,5436°) por siglo. A principios del siglo XX, la teoría general de la relatividad de Albert Einstein proporcionó la explicación de la precesión observada, al formalizar la gravitación como mediada por la curvatura del espacio-tiempo. El efecto es pequeño: solo 42,98 segundos de arco por siglo para Mercurio; por lo tanto, requiere de un poco más de doce millones de órbitas para un giro en exceso completo. Existen efectos similares, pero mucho más pequeños, para otros cuerpos del Sistema Solar: 8,62 segundos de arco por siglo para Venus, 3,84 para la Tierra, 1,35 para Marte y 10,05 para 1566 Ícaro.

Habitabilidad

Puede haber apoyo científico, basado en estudios reportados en marzo de 2020, para considerar que partes del planeta Mercurio pueden haber sido habitables, y que quizás formas de vida, aunque probablemente microorganismos primitivos, pueden haber existido en el planeta.

Observación

Se calcula que la magnitud aparente de Mercurio varía entre -2,48 (más brillante que Sirio) alrededor de la conjunción superior y +7,25 (por debajo del límite de visibilidad a simple vista) alrededor de la conjunción inferior. La magnitud aparente media es 0,23, mientras que la desviación estándar de 1,78 es la más grande de cualquier planeta. La magnitud aparente media en la conjunción superior es -1,89 mientras que en la conjunción inferior es +5,93. La observación de Mercurio se complica por su proximidad al Sol, ya que se pierde en el resplandor del Sol durante gran parte del tiempo. Se puede observar sólo durante un breve período durante el crepúsculo matutino o vespertino.

Mosaico de imágenes de Mariner 10, 1974.

Mercurio, como muchos otros planetas y las estrellas más brillantes, puede verse durante un eclipse solar total.

Como la Luna y Venus, Mercurio exhibe fases como se ve desde la Tierra. Es «nuevo» en la conjunción inferior y «completo» en la conjunción superior. El planeta se vuelve invisible desde la Tierra en ambas ocasiones debido a que está oscurecido por el Sol, excepto en su nueva fase durante un tránsito.

Mercurio es técnicamente más brillante visto desde la Tierra cuando está en una fase completa. Aunque Mercurio está más lejos de la Tierra cuando está «lleno», la mayor área iluminada que es visible y el brillo de oposición compensan con creces la distancia. Lo contrario es cierto para Venus, que parece más brillante cuando es una media luna, porque está mucho más cerca de la Tierra.

No obstante, la aparición más brillante (de fase completa) de Mercurio es un momento esencialmente imposible para la observación práctica, debido a la extrema proximidad del Sol. Mercurio se observa mejor en el primer y último trimestre, aunque son fases de menor brillo. Las fases del primer y último cuarto ocurren en el mayor alargamiento al este y al oeste del Sol, respectivamente. En ambos momentos, la separación de Mercurio del Sol varía entre 17,9° en el perihelio y 27,8° en el afelio. En el mayor alargamiento occidental, Mercurio se eleva en su punto más temprano antes de la salida del sol, y en el mayor alargamiento en el este, se pone como más tarde después de la puesta del sol.

Mapa de color falos que muestra las temperaturas máximas de la región del polo norte. Créditos: NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Institución Carnegie de Washington

Mercurio es más frecuente y fácilmente visible desde el hemisferio sur que desde el norte. Esto se debe a que la máxima elongación occidental de Mercurio ocurre solo a principios de otoño en el hemisferio sur, mientras que su mayor elongación oriental ocurre solo a fines del invierno en el hemisferio sur. En ambos casos, el ángulo en el que la órbita del planeta se cruza con el horizonte se maximiza, lo que le permite elevarse varias horas antes del amanecer en el primer caso y no ocultarse hasta varias horas después del atardecer en el segundo desde latitudes medias del sur, como Argentina y Sudáfrica.

Un método alternativo para ver Mercurio implica observar el planeta durante las horas del día cuando las condiciones son despejadas, idealmente cuando está en su mayor alargamiento. Esto permite encontrar el planeta fácilmente, incluso cuando se utilizan telescopios con aperturas de 8 cm (3,1 pulgadas). Sin embargo, se debe tener mucho cuidado de obstruir la vista del sol debido al riesgo extremo de daño ocular. Este método evita la limitación de la observación del crepúsculo cuando la eclíptica se encuentra a poca altura (por ejemplo, en las tardes de otoño).

Las observaciones con telescopio terrestre de Mercurio revelan solo un disco parcial iluminado con detalles limitados. La primera de las dos naves espaciales que visitó el planeta fue Mariner 10, que cartografió aproximadamente el 45% de su superficie entre 1974 y 1975. La segunda fue la nave espacial MESSENGER, que después de tres sobrevuelos de Mercurio entre 2008 y 2009, alcanzó la órbita alrededor de Mercurio el 17 de marzo de 2011, para estudiar y cartografiar el resto del planeta.

El telescopio espacial Hubble no puede observar Mercurio en absoluto, debido a los procedimientos de seguridad que evitan que apunte demasiado cerca del Sol.

Debido a que el desplazamiento de 0,15 revoluciones en un año constituye un ciclo de siete años (0,15 × 7 ≈ 1,0), en el séptimo año Mercurio sigue casi exactamente (7 días antes) la secuencia de fenómenos que mostró siete años antes.

Historia de las observaciones

Las primeras observaciones registradas de Mercurio son de las tablillas Mul.Apin. Es muy probable que estas observaciones las haya realizado un astrónomo asirio alrededor del siglo XIV a. C. El nombre cuneiforme utilizado para designar a Mercurio en las tablillas Mul.Apin se transcribe como Udu.Idim.Gu («el planeta saltarín»). Los registros babilónicos de Mercurio se remontan al primer milenio antes de Cristo. . Los babilonios llamaron al planeta Nabu en honor al mensajero de los dioses en su mitología.

Mercurio, de Liber astronomiae, 1550. Créditos: Nicolaus Pruknerus, Guido Bonatti 

Los antiguos conocían a Mercurio por diferentes nombres dependiendo de si era una estrella vespertina o una estrella matutina. Aproximadamente en el 350 a. C., los antiguos griegos se habían dado cuenta de que las dos estrellas eran la misma. Conocían el planeta como Στίλβων Stilbōn, que significa «centelleo», y Ἑρμής Hermēs, por su movimiento fugaz, un nombre que se conserva en el griego moderno (Ερμής Ermis). Los romanos nombraron al planeta en honor al dios mensajero romano de pies rápidos, Mercurio (en latín Mercurius), al que equipararon con el griego Hermes, porque se mueve por el cielo más rápido que cualquier otro planeta. El símbolo astronómico de Mercurio es una versión estilizada del caduceo de Hermes.

El astrónomo greco-egipcio Tolomeo escribió sobre la posibilidad de tránsitos planetarios a través de la faz del Sol en su obra Planetary Hypotheses. Sugirió que no se habían observado tránsitos, ya sea porque planetas como Mercurio eran demasiado pequeños para verlos o porque los tránsitos eran demasiado infrecuentes.

En la antigua China, Mercurio era conocido como «la estrella de la hora» (Chen-xing 辰星). Se asoció con la dirección norte y la fase del agua en el sistema de cinco fases de la metafísica. Las culturas moderna china, coreana, japonesa y vietnamita se refieren al planeta literalmente como la «estrella de agua» (水星), basándose en los Cinco elementos. La mitología hindú usó el nombre de Budha para Mercurio, y se pensaba que este dios presidía el miércoles. El dios Odin (o Woden) del paganismo germánico se asoció con el planeta Mercurio y el miércoles. Los mayas pueden haber representado a Mercurio como un búho (o posiblemente cuatro búhos; dos para el aspecto de la mañana y dos para la noche) que sirvió como mensajero al inframundo.

El modelo de Ibn al-Shatir para las apariciones de Mercurio, que muestra la multiplicación de epiciclos utilizando la pareja Tusi, eliminando así las excéntricas y ecuaciones ptolemaicas. Créditos: T.E. Huff

En la astronomía islámica medieval, el astrónomo andaluz Abū Ishāq Ibrāhīm al-Zarqālī en el siglo XI describió el deferente de la órbita geocéntrica de Mercurio como ovalado, como un huevo o un moño, aunque esta idea no influyó en su teoría astronómica ni en sus cálculos astronómicos. En el siglo XII, Ibn Bajjah observó «dos planetas como puntos negros en la cara del Sol», lo que luego fue sugerido como el tránsito de Mercurio y/o Venus por el astrónomo de Maragha Qotb al-Din Shirazi en el siglo XIII. (Tenga en cuenta que la mayoría de los informes medievales de tránsitos se tomaron más tarde como observaciones de manchas solares.

En India, el astrónomo de la escuela de Kerala, Nilakantha Somayaji, en el siglo XV desarrolló un modelo planetario parcialmente heliocéntrico en el que Mercurio orbita al Sol, que a su vez orbita la Tierra, similar al sistema Tychónico propuesto más tarde por Tycho Brahe a fines del siglo XVI.

Las primeras observaciones telescópicas de Mercurio fueron realizadas por Galileo a principios del siglo XVII. Aunque observó fases cuando miró a Venus, su telescopio no era lo suficientemente potente para ver las fases de Mercurio. En 1631, Pierre Gassendi hizo las primeras observaciones telescópicas del tránsito de un planeta a través del Sol cuando vio un tránsito de Mercurio predicho por Johannes Kepler. En 1639, Giovanni Zupi usó un telescopio para descubrir que el planeta tenía fases orbitales similares a Venus y la Luna. La observación demostró de manera concluyente que Mercurio orbitaba alrededor del Sol.

Un evento raro en astronomía es el paso de un planeta frente a otro (ocultación), visto desde la Tierra. Mercurio y Venus se ocultan mutuamente cada pocos siglos, y el evento del 28 de mayo de 1737 es el único observado históricamente, habiendo sido visto por John Bevis en el Observatorio Real de Greenwich. La próxima ocultación de Mercurio por Venus será el 3 de diciembre de 2133.

Tránsito de Mercurio. Mercurio es visible como un punto negro debajo y a la izquierda del centro. El área oscura sobre el centro del disco solar es una mancha solar. Créditos: Elijah MathewsCC BY-SA 4.0

Las dificultades inherentes a la observación de Mercurio significan que ha sido mucho menos estudiado que los otros planetas. En 1800, Johann Schröter hizo observaciones de las características de la superficie, afirmando haber observado montañas de 20 kilómetros de altura (12 millas). Friedrich Bessel utilizó los dibujos de Schröter para estimar erróneamente el período de rotación en 24 horas y una inclinación axial de 70°. En la década de 1880, Giovanni Schiaparelli cartografió el planeta con mayor precisión y sugirió que el período de rotación de Mercurio era de 88 días, el mismo que su período orbital debido al bloqueo de las mareas. Este fenómeno se conoce como rotación sincrónica. El esfuerzo por cartografiar la superficie de Mercurio fue continuado por Eugenios Antoniadi, quien publicó un libro en 1934 que incluía mapas y sus propias observaciones. Muchas de las características de la superficie del planeta, particularmente las características del albedo, toman sus nombres del mapa de Antoniadi.

En junio de 1962, los científicos soviéticos del Instituto de Radioingeniería y Electrónica de la Academia de Ciencias de la URSS, dirigido por Vladimir Kotelnikov, se convirtieron en los primeros en hacer rebotar una señal de radar en Mercurio y recibirla, iniciando observaciones de radar del planeta. Tres años más tarde, las observaciones de radar de los estadounidenses Gordon H. Pettengill y Rolf B. Dyce, utilizando el radiotelescopio de Arecibo de 300 metros en Puerto Rico, mostraron de manera concluyente que el período de rotación del planeta era de aproximadamente 59 días. La teoría de que la rotación de Mercurio era sincrónica se había generalizado y fue una sorpresa para los astrónomos cuando se anunciaron estas observaciones de radio. Si Mercurio estuviera bloqueado por las mareas, su cara oscura estaría extremadamente fría, pero las mediciones de las emisiones de radio revelaron que estaba mucho más caliente de lo esperado. Los astrónomos se mostraron reacios a abandonar la teoría de la rotación sincrónica y propusieron mecanismos alternativos, como poderosos vientos que distribuyen el calor, para explicar las observaciones.

El astrónomo italiano Giuseppe Colombo señaló que el valor de rotación era aproximadamente dos tercios del período orbital de Mercurio, y propuso que los períodos orbital y de rotación del planeta estaban bloqueados en una resonancia de 3:2 en lugar de 1:1. Los datos de Mariner 10 confirmaron posteriormente esta opinión. Esto significa que los mapas de Schiaparelli y Antoniadi no eran «incorrectos». En cambio, los astrónomos vieron las mismas características durante cada segunda órbita y las registraron, pero ignoraron las vistas mientras tanto, cuando la otra cara de Mercurio estaba hacia el Sol, porque la geometría orbital significaba que estas observaciones se hicieron en malas condiciones de visualización.

Las observaciones ópticas desde tierra no arrojaron mucha más luz sobre Mercurio, pero los radioastrónomos que utilizaron interferometría en longitudes de onda de microondas, una técnica que permite la eliminación de la radiación solar, pudieron discernir las características físicas y químicas de las capas del subsuelo a una profundidad de varios metros. Hasta que la primera sonda espacial pasó junto a Mercurio no se conocieron muchas de sus propiedades morfológicas más fundamentales. Además, los avances tecnológicos recientes han permitido mejorar las observaciones terrestres. En 2000, el telescopio Hale de 1,5 metros del Observatorio Mount Wilson realizó observaciones de imágenes de alta resolución. Proporcionaron las primeras vistas que resolvieron las características de la superficie en las partes de Mercurio que no fueron fotografiadas en la misión Mariner 10. La mayor parte del planeta ha sido cartografiada por el telescopio de radar de Arecibo, con una resolución de 5 km (3,1 millas), incluyendo depósitos polares en cráteres sombreados de lo que puede ser hielo de agua.

Hielo de agua (amarillo) en la región del polo norte de Mercurio. Créditos: NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Institución Carnegie de Washington

Investigación con sondas espaciales

Llegar a Mercurio desde la Tierra plantea importantes desafíos técnicos, porque orbita mucho más cerca del Sol que de la Tierra. Una nave espacial con destino a Mercurio lanzada desde la Tierra debe viajar más de 91 millones de kilómetros (57 millones de millas) hacia el pozo potencial gravitacional del Sol. Mercurio tiene una velocidad orbital de 47,4 km/s (29,5 mi/s), mientras que la velocidad orbital de la Tierra es de 29,8 km/s (18,5 mi/s). Por lo tanto, la nave espacial debe realizar un gran cambio de velocidad (delta-v) para llegar a Mercurio y luego entrar en órbita, en comparación con el delta-v requerido para, digamos, misiones planetarias a Marte.

La energía potencial liberada al descender por el pozo de potencial del Sol se convierte en energía cinética, lo que requiere un cambio delta-v para hacer cualquier otra cosa que no sea pasar por Mercurio. Una parte de este presupuesto delta-v puede ser proporcionada por una asistencia de gravedad durante uno o más sobrevuelos de Venus. Para aterrizar de forma segura o entrar en una órbita estable, la nave dependería completamente de los motores de los cohetes. Se descarta el aerofrenado porque Mercurio tiene una atmósfera insignificante. Un viaje a Mercurio requiere más combustible para cohetes que el requerido para escapar del Sistema Solar por completo. Como resultado, solo dos sondas espaciales lo han visitado hasta ahora. Un enfoque alternativo propuesto utilizaría una vela solar para lograr una órbita sincrónica de Mercurio alrededor del Sol.

Mariner 10, la primera sonda en visitar Mercurio. Créditos: NASA

La primera nave espacial en visitar Mercurio fue la Mariner 10 de la NASA (1974-1975). La nave espacial usó la gravedad de Venus para ajustar su velocidad orbital de modo que pudiera acercarse a Mercurio, convirtiéndola en la primera nave espacial en usar este efecto de «tirachinas» gravitacional y la primera misión de la NASA en visitar múltiples planetas. Mariner 10 proporcionó las primeras imágenes en primer plano de la superficie de Mercurio, que inmediatamente mostraron su naturaleza llena de cráteres y revelaron muchos otros tipos de características geológicas, como las escarpas gigantes que luego se atribuyeron al efecto del planeta encogiéndose ligeramente mientras el hierro de su núcleo se enfría. Desafortunadamente, la misma cara del planeta se iluminó en cada uno de los enfoques cercanos del Mariner 10. Esto hizo imposible la observación cercana de ambos lados del planeta, y resultó en el mapeo de menos del 45% de la superficie del planeta.

La nave espacial hizo tres acercamientos cercanos a Mercurio, el más cercano de los cuales lo llevó a 327 km (203 millas) de la superficie. En la primera aproximación cercana, los instrumentos detectaron un campo magnético, para gran sorpresa de los geólogos planetarios: se esperaba que la rotación de Mercurio fuera demasiado lenta para generar un efecto de dínamo significativo. El segundo enfoque cercano se utilizó principalmente para obtener imágenes, pero en el tercer enfoque, se obtuvieron datos magnéticos extensos. Los datos revelaron que el campo magnético del planeta es muy parecido al de la Tierra, que desvía el viento solar alrededor del planeta. Durante muchos años después de los encuentros del Mariner 10, el origen del campo magnético de Mercurio siguió siendo objeto de varias teorías en competencia.

El 24 de marzo de 1975, solo ocho días después de su aproximación cerrada final, el Mariner 10 se quedó sin combustible. Debido a que su órbita ya no podía controlarse con precisión, los controladores de la misión dieron instrucciones a la sonda para que se apagara. Se cree que el Mariner 10 todavía está orbitando el Sol, pasando cerca de Mercurio cada pocos meses.

Detalles estimados del impacto de MESSENGER el 30 de abril de 2015. Créditos: NASA / Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins / Institución Carnegie de Washington

Una segunda misión de la NASA a Mercurio, llamada MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging), se lanzó el 3 de agosto de 2004. Hizo un sobrevuelo de la Tierra en agosto de 2005 y de Venus en octubre de 2006 y junio. 2007 para colocarlo en la trayectoria correcta para alcanzar una órbita alrededor de Mercurio. Un primer sobrevuelo de Mercurio ocurrió el 14 de enero de 2008, un segundo el 6 de octubre de 2008 y un tercero el 29 de septiembre de 2009. La mayor parte del hemisferio no fotografiado por Mariner 10 fue cartografiado durante estos sobrevuelos. La sonda entró con éxito en una órbita elíptica alrededor del planeta el 18 de marzo de 2011. La primera imagen orbital de Mercurio se obtuvo el 29 de marzo de 2011. La sonda terminó una misión de mapeo de un año y luego entró en una misión de un año, extendida hasta el 2013. Además de las observaciones y el mapeo continuos de Mercurio, MESSENGER observó el máximo solar de 2012.

La misión fue diseñada para aclarar seis cuestiones clave: la alta densidad de Mercurio, su historia geológica, la naturaleza de su campo magnético, la estructura de su núcleo, si tiene hielo en sus polos y de dónde proviene su tenue atmósfera. Con este fin, la sonda llevaba dispositivos de imágenes que recopilaron imágenes de mucha más superficie de Mercurio que Mariner 10 con una resolución mucho mayor, espectrómetros variados para determinar la abundancia de elementos en la corteza y magnetómetros y dispositivos para medir la velocidad de las partículas cargadas. Se esperaba que las mediciones de los cambios en la velocidad orbital de la sonda se usaran para inferir detalles de la estructura interior del planeta. La última maniobra de MESSENGER fue el 24 de abril de 2015 y se estrelló contra la superficie de Mercury el 30 de abril de 2015. El impacto de la nave espacial con Mercurio ocurrió cerca de las 3:26 PM EDT del 30 de abril de 2015, dejando un cráter estimado en 16 m (52 ​​pies) de diámetro.

La Agencia Espacial Europea y la Agencia Espacial Japonesa desarrollaron y lanzaron una misión conjunta llamada BepiColombo, que orbitará Mercurio con dos sondas: una para mapear el planeta y la otra para estudiar su magnetosfera. Lanzado el 20 de octubre de 2018, se espera que BepiColombo llegue a Mercurio en 2025. Liberará una sonda magnetométrica en una órbita elíptica, luego se dispararán cohetes químicos para depositar la sonda cartográfica en una órbita circular. Ambas sondas funcionarán durante un año terrestre. La sonda mapeadora lleva una serie de espectrómetros similares a los de MESSENGER y estudiará el planeta en muchas longitudes de onda diferentes, incluidos infrarrojos, ultravioleta, rayos X y rayos gamma.

Créditos: Wikipedia