Planeta Mercurio

Sistema solar. Órbita. Sonda espacial. Sol. Universo. Meteoritos. Tránsito. Cráteres. Viento solar. Atmósfera. Rotación. Traslación

  • Enviado por: Vinchi
  • Idioma: castellano
  • País: Costa Rica Costa Rica
  • 18 páginas

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INDICE

Introducción…………………………………………………………………2

Características Generales……………………………………………………4

Geología……………………………………………………………………..7

Rotación y Traslación………………………………………………………12

Anexos……………………………………………………………………...15

Bibliografía…………………………………………………………………18

INTRODUCCION

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el más pequeño (a excepción de los planetas enanos). Forma parte de los denominados planetas interiores o terrestres. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios.

La sonda MESSENGER, lanzada en agosto del 2004, se pondrá en órbita alrededor de Mercurio en marzo del 2011. Se espera que esta nave aumente considerablemente nuestro conocimiento científico sobre este planeta.

Mercurio se mueve rápidamente a lo largo de su órbita a 47 km/s, más rápido que cualquier otro planeta. Fue nombrado en honor al dios romano de mensajeros, quién tenía alas en sus talones para llevarlo con velocidad de la Tierra a los cielos.

Durante muchas décadas, los científicos pensaron que Mercurio siempre tenía el mismo lado frente al Sol. En 1965, astrónomos de Puerto Rico, usando el gigantesco radiotelescopio de Arecibo, descubrieron que Mercurio da tres vueltas completas sobre su eje por cada dos órbitas alrededor del Sol. Debido a este movimiento, vemos el mismo lado de Mercurio cada vez que el planeta se aproxima a la Tierra.

La misión Mariner 10 (EEUU) a Mercurio fue lanzada el 3 de noviembre de 1973, y llegó a Mercurio el 29 de marzo de 1974. La nave espacial hizo tres pases rasantes cerca del planeta, y obtuvo aproximadamente 10 000 imágenes, las cuales cubrieron cerca del 75% de la superficie total del planeta, también midió temperaturas y detectó también un campo magnético con una fuerza del 1% del de la Tierra. Su núcleo probablemente consta de hierro y níquel (ver anexo 1). Al girar Mercurio sobre su eje, el hierro en su núcleo genera dicho campo magnético débil que rodea al planeta. Actualmente la nave espacial se encuentra orbitando al Sol, pero ya no envía información, debido a que consumió su suministro de combustible (usado para ajustar la posición de la nave espacial).

Para ver a Mercurio en el cielo nocturno, deberá mirar cuidadosamente. Ya que recorre su órbita tan cerca al Sol, Mercurio se puede localizar durante unos breves momentos antes de la salida del Sol o después de la puesta del Sol. Se ve como una estrella brillante justo arriba del horizonte, moviéndose rápidamente del cielo matutino al cielo vespertino y de nuevo al cielo matutino. Es necesario un aumento algo importante (150-200x).

CARACTERISTICAS GENERALES

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. De aquellos tiempos remotos datan algunos cráteres, cuyos diámetros son aproximadamente de unos 100 km, así como unas anchas depresiones, semejantes a los mares de la Luna.

Contrariamente a lo que se creía, la sonda Mariner 10 demostró la existencia de una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente por helio, con trazas de argón y neón. La presión de la atmósfera parece ser sólo una cien milésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.

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.

Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito.

Su radio es 2,5 veces inferior al terrestre, que orbita a tan sólo 0,39 u.a. del Sol. Es incluso más pequeño que las lunas Ganímedes (de Júpiter) o Titán (de Saturno). Se encuentra a una distancia aproximada del Sol de 58 millones de km, tiene un diámetro de 4.875 km, su volumen y su masa son semejantes a los de la Tierra y su densidad media es aproximadamente igual a la de la Tierra. Mercurio orbita alrededor del Sol cada 88 días (año del planeta). Los estudios de radar del planeta muestran que gira sobre su eje una vez cada 58,7 días o cada dos terceras partes de su periodo orbital. Dado que su superficie es abrupta, porosa y de roca oscura, Mercurio es un mal reflector de la luz solar. La fuerza de gravedad de la superficie del planeta es más o menos una tercera parte de la de la Tierra.

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; además de su baja gravedad, la causa principal 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) son acentuadas. Por ejemplo, en Mercurio la temperatura superficial durante el día es de 420°C, mientras que durante la noche 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.

Composición atmosférica:

Helio: 42%

Sodio: 42%

Oxígeno: 15%

Otros: 1%

A continuación una lista de datos de Mercurio:

  • Masa (kg) 3.303e+23

  • Masa (Tierra = 1) 5.5271e-02

  • Área superficial (km²) 7,5e+7

  • Radio ecuatorial (km) 2,439.7

  • Radio ecuatorial (Tierra = 1) 3.8252e-01

  • Diámetro ecuatorial (km) 4.879,4

  • Densidad media (gm/cm³) 5.42

  • Distancia media desde el Sol (km) 57,910,000

  • Distancia media desde el Sol (Tierra = 1) 0.3871

  • Distancia a la tierra(km) 91.690.000

  • Período rotacional (horas) 1.404 (58,5 días terrestres)

  • Período orbital (días terrestres) 87,97

  • Velocidad media orbital (km/s) 47.88

  • Excentricidad orbital 0.2056

  • Inclinación de su eje (grados) 0.00º

  • Inclinación orbital (grados) 7.004º

  • Gravedad en la superficie ecuatorial (m/s²) 2.78

  • Velocidad de escape ecuatorial(km/s) 4.25

Velocidad de escape se refiere a la velocidad mínima inicial que necesita un objeto para escapar de la gravitación de un cuerpo astronómico y continuar desplazándose sin tener que hacer otro esfuerzo propulsor.

GEOLOGIA

La geología de Mercurio es la menos conocida de los planetas terrestres 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 movimiento de rotación en Mercurio es de 58 días terrestres. Esto último hizo que la única 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.

Después de que Mercurio se formase hace más de 4 mil millones de años recibió un acentuado bombardeo de cometas y asteroides que finalizó hace 3.800 millones de años. Durante este período de intensa craterización, la superficie registró muchos impactos. Algunos de estos, como el que formó la Cuenca de Caloris (ver anexo 2) fueron rellenados por el material magmático del planeta, formándose planicies suaves como las presentes en la Luna. Una vez que el planeta se enfrió y se contrajo, se produjeron grietas por su superficie que se superponen a otras estructuras como cráteres y las suaves planicies; un claro indicio que las grietas son más recientes. El período de vulcanismo en Mercurio terminó cuando la compresión del manto se ajustó lo suficiente como para evitar la salida de la lava a la superficie. Probablemente esto pasó en un período que se ubica entre los primeros 700 u 800 millones de años de su historia.

Desde entonces sólo han sucedido impactos de cometas y asteroides aislados.

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos de todas dimensiones. Algunos de los 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 entre el día y la noche. Durante millones de años, el ciclo insoportable de temperaturas tan extremas agrieta las rocas sobre la superficie de Mercurio, y hasta resquebraja parte de la misma superficie. El cráter más grande es la Cuenca de Caloris, la cual tiene un diámetro de 1.300 km. Una cuenca fue definida por Hartmann y Kuiper (1962) como una "gran depresión circular con diferentes anillos concéntricos y alineaciones radiales". Otros consideran que cualquier cráter superior a los 200 kilómetros es una cuenca.

El 60% de la superficie de Mercurio está compuesta por cráteres; además, la cantidad de cráteres sobre la superficie está distribuida uniformemente. El hecho de que la superficie presente una abundante cantidad de cráteres se debe a que Mercurio tenga una atmósfera muy débil, lo cual permite la entrada de los meteoroides 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 atestiguan un registro de impactos que son importantes para la determinación de la duración de este período de craterización, que fue muy intenso hasta los 3 mil millones de años atrás.

Cráteres de Mercurio

Escritores

Compositores

Pintores

Arquitectos

Bronte

Bach

Brueghel

Bernini

Cervantes

Chopin

Cezanne

Bramante

Dickens

Grieg

Dürer

Imhotep

Goethe

Händel

Holbein

Mansart

Li Po

Liszt

Monet

Miguel Ángel

Melville

Mozart

Renoir

Sinan

Shelley

Stravinsky

Ticiano

Sullivan

Tolsoi

Verdi

Van Gogh

Wren

Además de cráteres de diámetros que van desde cientos de metros hasta cientos de kilómetros, existen otros de tamaño descomunales, como es el caso del cráter Caloris, con un diámetro de 1.300 km, es la mayor estructura en la superficie de Mercurio. Este 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 este se le atribuyen las fracturas y escarpes en el 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 un impacto: el material deyectado (o eyectado) que forma depósitos alrededor del cráter, a veces 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. En el anexo 3 se encuentra una imagen explicativa de cómo se formaron los grandes cráteres.

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.

Las primeras observaciones a través de radar de Mercurio se realizaron con radiotelescopios de Arecibo (Puerto Rico) y Goldstone (California, Estados Unidos), y con la ayuda del Very Large Array (VLA) del Observatorio Nacional de Radioastronomía de los Estados Unidos.

La idea 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 al del hielo.

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 sean circulares, por este motivo se las asocia con profundos cráteres cuyas elevadas paredes y sus elevadas latitudes no permiten la llegada de la luz solar. La reflexión radar del hielo en Mercurio es menor que la que podría producirse con el hielo puro; probablemente esto se debe a la deposición de polvo que no cubre la superficie del cráter por completo.

La existencia de cráteres con sombra permanente no es una característica única de Mercurio: en nuestra Luna se han identificado en su 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 micro meteoritos.

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 mayor parte de la superficie de Mercurio está cubierta por llanuras. Muchas de ellas son viejas y están llenas de cráteres, pero algunas más jóvenes tienen menos cráteres. Los científicos han clasificado estas llanuras como llanuras intercráter y llanuras suaves. Las primeras están menos saturadas de cráteres y estos tienen diámetros inferiores a los 15 kilómetros. Estas llanuras fueron formadas probablemente cuando los ríos de lava sepultaron el terreno antiguo. Las llanuras suaves son más jóvenes todavía con menos cráteres. Estas últimas se pueden encontrar alrededor de la cuenca Caloris. En algunas zonas se pueden ver parches de lava lisa que recubren los cráteres.

ROTACION Y TRASLACION

  • Período rotacional (horas) 1.404 (58,5 días terrestres)

  • Período orbital (días terrestres) 87,97

El periodo de rotación de Mercurio es de 1404 horas, o sea, 58,5 días terrestres. Durante el pasado lejano de Mercurio, su período de rotación podría haber sido más rápido. Los científicos especulan que su rotación podría haberse realizado en tan sólo 8 horas, pero durante millones de años se ha ralentizado debido a las mareas solares.

El periodo de traslación es de 87,97 días terrestre. Eso significa que mientras Mercurio da dos vueltas alrededor del Sol, gira tres veces sobre su propio eje. En otras palabras, a Mercurio le toma 176,4 días en dar tres rotaciones y 175,94 días en dar dos traslaciones. Con esto concluimos que la relación rotación-traslación es 2-3.

Características Orbitales

Dist. media del Sol

0,387 UA

Radio medio

57.910.000 km

Excentricidad

0,20563069

Período orbital (sideral)

87d 23,3h

Período orbital (sinódico)

115,88 días

Velocidad orbital media

47,8725 km/s

Inclinación

7,004°

Existe un fenómeno llamado transito que consiste en el paso de los planetas terrestres que se encuentran ubicados entre el Sol y la Tierra (o sea, Mercurio y Venus) sobre el disco del Sol.

El tránsito de Mercurio es el paso de este planeta por delante del Sol, visto desde la Tierra. Se produce cuando el Sol, Mercurio y la Tierra se encuentran alineados y en ese orden. Si Mercurio y la Tierra orbitasen en el mismo plano veríamos pasar a Mercurio por el disco solar cada vez que Mercurio estuviese en conjunción inferior y como el periodo sinódico es de unos 116 días ocurriría por término medio unas tres veces por año. Pero Mercurio se mueve en un plano que forma 7° con la Eclíptica y para que este tránsito o paso se produzca tiene que estar cerca de los nodos de la órbita, además de estar en conjunción inferior. La Tierra atraviesa cada año la línea de los nodos de la órbita de Mercurio el 8-9 de mayo y el 10-11 de noviembre; si para esa fecha coincide una conjunción inferior habrá paso. Existe una cierta periodicidad en estos fenómenos aunque obedece a reglas complejas. Es claro que tiene que ser múltiplo del periodo sinódico. Mercurio suele transitar el disco solar en promedio unas 13 veces por siglo en intervalos de 3, 7, 10, 13 años.

No se tienen referencias de pasos anteriores al invento del telescopio. Gassendi fue el primero en ver el fenómeno. Kepler había previsto tal hecho para el 7 de noviembre de 1631. Durante un paso el planeta penetra en el disco por el Este y sale por el Oeste, tratándose de un movimiento retrógrado tal como nos explica la teoría heliocéntrica de Copérnico.

Los pasos de Mercurio por el disco solar en el pasado siglo XX han sido los siguientes:

12 noviembre 1907

7 noviembre 1914

7 mayo 1924

10 noviembre 1927

11 mayo 1937

12 noviembre 1940

14 noviembre 1953

5 mayo 1957

6 noviembre 1960

9 mayo 1970

10 noviembre 1973

12 noviembre 1986

6 noviembre 1993

15 noviembre 1999

Los pasos de Mercurio por el disco solar en el siglo XXI son los siguientes:

7 de mayo de 2003

8 de noviembre de 2006

9 de mayo de; 2016

11 de noviembre de 2019

13 de noviembre de 2032

7 de noviembre de 2039

7 de mayo de 2049

9 de noviembre de 2052

10 de mayo de 2062

11 de noviembre de 2065

14 de noviembre de 2078

7 de noviembre de 2085

8 de mayo de 2095

10 de noviembre de 2098

12 de mayo de 2108

14 de noviembre de 2111

ANEXOS

Anexo 1

'Planeta Mercurio'

Anexo 2

Cuenca de Caloris

Anexo 3

Impacto de un meteorito en la superficie de Mercurio

BIBLIOGRAFIA

http://www.astronomia.com.ar/mercurio.htm

http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/es/mercurio01.htm

http://w3.cnice.mec.es/eos/MaterialesEducativos/mem2000/astronomia/chicos/ss_viaje/mercurio.htm

http://feinstein.com.ar/Mercurio.html

http://www.astromia.com/

Diccionario Enciclopédico Quillet. Undécima Edición, 1981. Tomo octavo. Impreso en México por Editorial Cumbre S.A.

Enciclopedia Multimedia Encarta 2003.

Los Planetas, De Carl Seagan, Editorial Offsel Multicolor, S.A., 1971.

Nueve Planetas, De Eduard Nourse, 1960 


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