Diferencia entre revisiones de «Mercurio (planeta)»
Contenido eliminado Contenido añadido
m Revertidos los cambios de 200.121.164.204 (disc.) a la última edición de Idioma-bot |
|||
Línea 70:
La '''corteza''' mercuriana mide en torno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o [[escarpe]]s que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.<ref name="Schenk">Schenk, P.; Melosh, H. J.; ''Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere'', Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (1994), 1994LPI....25.1203S</ref>
== Geología y superficie ==
{{AP|Geología de Mercurio}}
[[Archivo:Mercure fausses couleurs.jpg|thumb|Imagen de la superficie de Mercurio en [[falso color]] obtenida por la ''[[Mariner 10]]''. Los colores ponen en evidencia regiones de composición diferente, particularmente las planicies lisas nacidas de cuencas de lava (arriba a la izquierda, en naranja).]]
La superficie de Mercurio, como la de la [[Luna]], presenta numerosos impactos de [[meteorito]]s que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los [[Cráter (impacto)|cráteres]] son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una [[erosión]] muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 °C) por el día y 103 K (–170 °C) por la noche.
Al igual que la [[Luna]], Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de [[año]]s. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la práctica ausencia de atmósfera, que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. 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.<ref>{{cita web
|url=http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=2&gallery_id=2&image_id=192
|título=MESSENGER: MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging <!--Generado por Muro Bot. Puedes ayudar a rellenar esta plantilla-->
|añoacceso=2009
|autor=
|enlaceautor=
|idioma=
}}</ref>
Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas edades; las jóvenes llanuras están menos craterizadas 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 compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que como el interior del planeta se enfrió, se contrajo y 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.<ref>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 of scarps, ridges, troughs, and other lineaments)'', Journal of Geophysical Research, Vol. 83 (1978), pp. 4883–4906</ref> La superficie mercuriana está significativamente flexada a causa 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.<ref>Van Hoolst, T.; Jacobs, C.; ''Mareas de Mercurio y estructura interior (Mercury’s tides and interior structure)'', Journal of Geophysical Research, Vol. 108 (2003), p. 7.</ref>
Destacable en la geología de Mercurio es la ''Cuenca de Caloris'', un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones meteóricas de todo el [[sistema solar]]; ésta formación geológica tiene un diámetro aproximado de 1550 km (antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER se creía que su tamaño era de 1300 km). Contiene además una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna, y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida como ''La Araña''; en el centro de ésta se encuentra un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado con su formación o no. Interesantemente, también el [[albedo]] de la Cuenca de Caloris es superior al de los terrenos circundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). La razón de ello está siendo investigada.<ref name="Pedro León">León, Pedro (31-01-2008), [http://www.sondasespaciales.com/index.php?option=com_content&task=view&id=10934&Itemid=42 MESSENGER nos envía muchas sorpresas], en ''sondas espaciales.com''. URL accedida el 27-01-2008.</ref>
Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como ''Terreno Extraño'', o ''Weird Terrain''. 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 las antípodas de dicha formación (180°), fracturando la superficie<ref>Schultz, P. H.; Gault, D. E.; ''Efectos sísmicos de las mayores formaciones de cuencas en la Luna y Mercurio (Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury)'', The Moon, Vol. 12 (February 1975), pp. 159–177</ref> y formando esta cordillera.
Al igual que otros astros de nuestro sistema solar, como el más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o [[erosión espacial]]. El [[viento solar]] e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la superficie cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el [[albedo]] general de todo el planeta.
A pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay generalmente en su superficie, observaciones más detalladas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han quedado expuestos directamente a la luz solar tienen una temperatura muy inferior a la media global. El hielo (de agua) es extremadamente reflectante al radar, y recientes observaciones revelan imágenes muy reflectantes en el radar cerca de los polos;<ref>Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. O.; ''Imagenes radar de Mercurio — Pruebas de hielo polar (Mercury radar imaging — Evidence for polar ice)'', Science, Vol. 258 (1992), pp. 635–640.</ref> el hielo no es la única causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más probable. Se especula que el hielo tiene sólo unos metros de profundidad de estos cráteres, conteniendo 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 [[cometa]]s que impactaron contra el suelo.<ref>Rawlins, K.; Moses, J. I.; Zahnle, K. J.; ''Fuentes Exogénicas de Agua para el Hielo Polar de Mercurio (Exogenic Sources of Water for Mercury’s Polar Ice)'', DPS, Vol. 27 (1995), p. 2112</ref>
<center><gallery>
Imagen:Reprocessed Mariner 10 image of Mercury.jpg | Cartografía de Mercurio realizada por la [[Mariner 10]] en el periodo 1974-1975
Imagen:Mercury_Caloris-Basin_es.jpg | Mosaico de la mitad de ''Cuenca de Caloris''. Fue fotografiado por la sonda [[Mariner 10]]
Imagen:Mercury's_'Weird_Terrain'.jpg | La formación geomorfológica conocida como ''Terreno Extraño''
Imagen:Merc fig2sm.jpg | Imagen radar del ''polo norte'' de Mercurio
Imagen:Rupes discovery.jpg | Una fractura en el terreno mercuriano, ''Discovery Scarp'', de unos 350 km. de largo
Imagen:Mercure plaine lisse.jpg | Una vieja cuenca, de 190 km. de diámetro (43°S, 55°O)
Imagen:MESSENGER EN0108828359M.png | Una foto de la parte no revelada hasta la llegada de la sonda MESSENGER
</gallery></center>
== Magnetosfera ==
El estudio de la interacción de Mercurio con el [[viento solar]] ha puesto en evidencia la existencia de una [[magnetosfera]] en torno al planeta. El origen de este [[campo magnético]] no es conocido, aunque algunos autores creen que puede ser debido a una [[corriente eléctrica]] inducida en las capas exteriores de la atmósfera del 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.<ref name="Core" /><ref name="Nucleo" /> Un núcleo parcialmente fundido con materiales ferromagnéticos podría se la causa de su campo magnético.
== Órbita y rotación ==
| |||