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Línea 64: 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 ~~extensadamente~~extensamente aceptada entre los científicos, es que Mercurio al principio tenía una proporción de silicato metálico ([[condrito]]) similar a los meteoritos corrientes (se piensa que es el material rocoso más típico del sistema solar) y una masa aproximadamente 2,25 veces su masa actual (diferencia notable). Sin embargo, en los comienzos del sistema solar, Mercurio fue golpeado por un [[planetesimal]] de aproximadamente 1/6 de su masa. El impacto habría quitado la mayor parte de la corteza original y su manto, dejando al núcleo como el componente principal de toda la estructura interna.<ref name="Benz" /> 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 de nuestro sistema solar antes de que la energía del Sol se estabilizara. El planeta en un principio habría tenido dos veces su masa actual. Pero como el [[protoestrella\|''protosol'']] se contrajo, las temperaturas cerca de Mercurio podrían haber estado entre 2.500 y 3.500 [[Kelvin\|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.<ref>Cameron, A. G. W.; ''La volatilización parcial de Mercurio (The partial volatilization of Mercury)'', Icarus, Vol. 64 (1985), pp. 285–294.</ref> *Una '''tercera teoría,''' propone que la [[nebulosa planetaria]] causó la [[Arrastre (física)\|resistencia física]] sobre las partículas del disco de [[acrecimiento]] de Mercurio, lo cual hizo que numerosas partículas de materia ligera de dicho disco se perdieran.<ref>Weidenschilling, S. J.; ''Fraccionamiento del hierro/silicato y origen de Mercurio (Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury)'', Icarus, Vol. 35 (1987), pp. 99–111</ref> 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. Línea 108: 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> ~~----''''''Texto en negrita''''''~~ <center><gallery> Imagen:Reprocessed Mariner 10 image of Mercury.jpg \| Cartografía de Mercurio realizada por la [[Mariner 10]] en el periodo 1974-1975

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