La geología de Mercurio es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Mercurio . Hace hincapié en la composición, la estructura, la historia y los procesos físicos que dan forma al planeta. Es análoga al campo de la geología terrestre . En la ciencia planetaria , el término geología se utiliza en su sentido más amplio para referirse al estudio de las partes sólidas de los planetas y las lunas. El término incorpora aspectos de la geofísica , la geoquímica , la mineralogía , la geodesia y la cartografía . [1]
Históricamente, Mercurio ha sido el menos comprendido de todos los planetas terrestres del Sistema Solar . Esto se debe en gran medida a su proximidad al Sol , que hace que alcanzarlo con naves espaciales sea técnicamente desafiante y las observaciones desde la Tierra difíciles. Durante décadas, la principal fuente de información geológica sobre Mercurio provino de las 2.700 imágenes tomadas por la nave espacial Mariner 10 durante tres sobrevuelos del planeta entre 1974 y 1975. Estas imágenes cubrían alrededor del 45% de la superficie del planeta, pero muchas de ellas no eran adecuadas para una investigación geológica detallada debido a los altos ángulos solares que dificultaban determinar la morfología y la topografía de la superficie . [2] Esta escasez de información se alivió en gran medida con la nave espacial MESSENGER (Superficie de Mercurio, Medio Ambiente Espacial, Geoquímica y Medición de Distancia ) que entre 2008 y 2015 recopiló más de 291.000 imágenes [3] que cubrían todo el planeta, junto con una gran cantidad de otros datos científicos. Se espera que la nave espacial BepiColumbo de la Agencia Espacial Europea (ESA) , programada para entrar en órbita alrededor de Mercurio en 2025, ayude a responder muchas de las preguntas restantes sobre la geología de Mercurio.
La superficie de Mercurio está dominada por cráteres de impacto , roca basáltica y llanuras lisas, muchas de ellas resultado del vulcanismo de inundación , similar en algunos aspectos a los mares lunares , [4] [5] y localmente por depósitos piroclásticos. [6] Otras características notables incluyen respiraderos que parecen ser la fuente de valles tallados por magma, depresiones de forma irregular a menudo agrupadas denominadas "huecos" que se cree que son el resultado de cámaras de magma colapsadas, [7] escarpes indicativos de fallas de empuje y depósitos minerales (posiblemente hielo) dentro de los cráteres en los polos. Durante mucho tiempo se pensó que estaba geológicamente inactivo, nueva evidencia sugiere que aún puede haber algún nivel de actividad. [8] [9]
La densidad de Mercurio implica un núcleo sólido rico en hierro que representa aproximadamente el 60% de su volumen (75% de su radio). [10] El ecuador magnético de Mercurio está desplazado casi un 20% del radio del planeta hacia el norte, la proporción más grande de todos los planetas. [11] Este desplazamiento sugiere que hay una o más capas fundidas ricas en hierro que rodean el núcleo, lo que produce un efecto dinamo similar al de la Tierra. Además, el dipolo magnético desplazado puede dar lugar a una erosión desigual de la superficie por el viento solar , que empuja más partículas de la superficie hacia la exosfera sur y las transporta para depositarse en el norte. Los científicos están recopilando datos de telemetría para determinar si este es el caso. [11]
Llegar a Mercurio desde la Tierra plantea importantes desafíos técnicos, porque el planeta orbita mucho más cerca del Sol que la Tierra. Una nave espacial con destino a Mercurio lanzada desde la Tierra debe viajar 91 millones de kilómetros dentro del pozo de potencial gravitatorio del Sol . [12] Partiendo de la velocidad orbital de la Tierra de 30 km/s, el cambio de velocidad ( delta-v ) que la nave espacial debe hacer para entrar en una órbita de transferencia de Hohmann que pasa cerca de Mercurio es grande en comparación con otras misiones planetarias. La energía potencial liberada al moverse por el pozo de potencial del Sol se convierte en energía cinética ; se requiere otro gran delta- v para hacer algo más que pasar rápidamente por Mercurio. Para aterrizar de manera segura o entrar en una órbita estable, la nave espacial debe depender completamente de motores de cohetes porque Mercurio tiene una atmósfera insignificante. Un viaje directo a Mercurio en realidad requiere más combustible para cohetes que el necesario para escapar completamente del Sistema Solar. Como resultado, solo tres sondas espaciales, Mariner 10 , MESSENGER y BepiColombo han visitado Mercurio hasta ahora.
Además, el entorno espacial cerca de Mercurio es exigente y plantea un doble peligro para las naves espaciales: la intensa radiación solar y las altas temperaturas.
Históricamente, un segundo obstáculo ha sido que el período de rotación de Mercurio es de unos lentos 58 días terrestres [13] , por lo que los sobrevuelos de las naves espaciales se limitan a observar solo un único hemisferio iluminado. Desafortunadamente, aunque la sonda espacial Mariner 10 sobrevoló Mercurio tres veces durante 1974 y 1975, observó la misma área durante cada paso. Esto se debió a que el período orbital de la Mariner 10 era casi exactamente de 3 días siderales de Mercurio, y la misma cara del planeta estaba iluminada en cada uno de los acercamientos. Como resultado, se cartografió menos del 45% de la superficie del planeta.
Las observaciones desde la Tierra se ven dificultadas por la proximidad constante de Mercurio al Sol. Esto tiene varias consecuencias:
Al igual que la Tierra, la Luna y Marte , la historia geológica de Mercurio se divide en eras . De la más antigua a la más reciente, estas son: la pretolstoiana , la tolstoiana, la caloriana, la mansuriana y la kuiperiana. Sus edades se basan únicamente en datación relativa . [14]
Después de la formación de Mercurio junto con el resto del Sistema Solar hace 4.600 millones de años, se produjo un intenso bombardeo de asteroides y cometas. La última fase de bombardeo intenso, el Bombardeo Pesado Tardío, llegó a su fin hace unos 3.800 millones de años. Algunas regiones o macizos , uno de los más destacados fue el que formó la Cuenca Caloris , se llenaron de erupciones de magma desde el interior del planeta. Estas crearon llanuras intercráteres suaves similares a los mares que se encuentran en la Luna. Más tarde, cuando el planeta se enfrió y se contrajo, su superficie comenzó a agrietarse y a formar crestas; estas grietas y crestas superficiales se pueden ver sobre otras características, como los cráteres y las llanuras más suaves, una clara indicación de que son más recientes. El período de vulcanismo de Mercurio terminó cuando el manto del planeta se había contraído lo suficiente como para evitar que más lava saliera a la superficie. Esto probablemente ocurrió en algún momento durante sus primeros 700 u 800 millones de años de historia.
Desde entonces, los principales procesos superficiales han sido impactos intermitentes.
Unidad de tiempo: millones de años
La superficie de Mercurio es en general similar en apariencia a la de la Luna , con extensas llanuras similares a mares y terrenos con muchos cráteres similares a las tierras altas lunares y formados localmente por acumulaciones de depósitos piroclásticos . [6]
En comparación con la Luna, Mercurio tiene una escasez de rocas : en Mercurio se encuentran unas treinta veces menos rocas que en la Luna. Una explicación de esta escasez es que la vida útil de las rocas de Mercurio puede ser menor que la de las rocas de la Luna (unos 100 millones de años). [15]
Las rocas que se han encontrado en Mercurio están asociadas con cráteres de impacto recientes que tienen cientos de metros de diámetro o más. [16]
Los cráteres de Mercurio varían en diámetro, desde pequeños cráteres en forma de cuenco hasta cuencas de impacto con múltiples anillos de cientos de kilómetros de diámetro. Aparecen en todos los estados de degradación, desde cráteres relativamente recientes con forma de rayos hasta restos de cráteres altamente degradados. Los cráteres mercurianos difieren sutilmente de los cráteres lunares : la extensión de sus mantos de eyección es mucho menor, lo que es una consecuencia de la gravedad superficial 2,5 veces más fuerte en Mercurio. [14]
El cráter más grande conocido es la enorme Cuenca Caloris , con un diámetro de 1.550 km. [17] Una cuenca de tamaño comparable, llamada provisionalmente Cuenca Skinakas, se había postulado a partir de observaciones de baja resolución basadas en la Tierra del hemisferio no fotografiado por el Mariner, pero no se ha observado en imágenes de MESSENGER del terreno correspondiente. El impacto que creó la Cuenca Caloris fue tan poderoso que sus efectos se ven a escala global. Provocó erupciones de lava y dejó un anillo concéntrico de más de 2 km de altura rodeando el cráter de impacto . En la antípoda de la Cuenca Caloris se encuentra una gran región de terreno inusual, montañoso y surcado, a veces llamado "Terreno Extraño". La hipótesis favorecida para el origen de esta unidad geomorfológica es que las ondas de choque generadas durante el impacto viajaron alrededor del planeta, y cuando convergieron en la antípoda de la cuenca (a 180 grados de distancia) las altas tensiones fueron capaces de fracturar la superficie. [18] Una idea mucho menos aceptada era que este terreno se había formado como resultado de la convergencia de material eyectado en la antípoda de esta cuenca. Además, la formación de la cuenca Caloris parece haber producido una depresión poco profunda concéntrica alrededor de la cuenca, que luego fue rellenada por las llanuras lisas (véase más abajo).
En total, se han identificado unas 15 cuencas de impacto en la parte de Mercurio fotografiada. Otras cuencas notables incluyen la cuenca Tolstoj , de 400 km de ancho y con múltiples anillos, que tiene un manto de material eyectado que se extiende hasta 500 km desde su borde y cuyo fondo ha sido rellenado por materiales de llanuras lisas. La cuenca Beethoven también tiene un manto de material eyectado de tamaño similar y un borde de 625 km de diámetro. [14]
Al igual que en la Luna , los cráteres recientes de Mercurio muestran sistemas de rayos brillantes prominentes . Estos están formados por desechos expulsados, que tienden a ser más brillantes mientras permanecen relativamente frescos debido a una menor cantidad de erosión espacial que el terreno más antiguo circundante.
Algunos cráteres de impacto en Mercurio tienen depresiones o fosas no circulares, de forma irregular, en sus fondos. Dichos cráteres han sido denominados cráteres de fondo de foso, y los miembros del equipo MESSENGER han sugerido que dichos fosos se formaron por el colapso de cámaras de magma subterráneas . Si esta sugerencia es correcta, los fosos son evidencia de procesos volcánicos en funcionamiento en Mercurio. [9] Los cráteres de foso no tienen borde, a menudo tienen forma irregular y lados empinados, y no muestran eyecciones ni flujos de lava asociados , pero suelen ser distintivos en color. Por ejemplo, los fosos de Praxíteles tienen un tono naranja. [19] Se cree que son evidencia de actividad magmática superficial, los cráteres de foso pueden haberse formado cuando el magma subterráneo se drenó en otro lugar y dejó un área del techo sin soporte, lo que llevó al colapso y la formación del foso. Los principales cráteres que exhiben estas características incluyen Beckett , Gibran , Lermontov , Picasso y Navoi , entre otros. [20] Se sugirió que estos pozos con depósitos asociados más brillantes y rojos pueden ser depósitos piroclásticos causados por vulcanismo explosivo. [6]
Hay dos unidades de llanura geológicamente distintas en Mercurio: [14] [21]
El fondo de la cuenca Caloris también está ocupado por una llanura geológicamente distinta, interrumpida por crestas y fracturas en un patrón aproximadamente poligonal. No está claro si se trata de lavas volcánicas inducidas por el impacto o de una gran capa de material fundido por el impacto. [14]
Una característica inusual de la superficie del planeta son los numerosos pliegues de compresión que atraviesan las llanuras. Se cree que, a medida que el interior del planeta se enfrió, se contrajo y su superficie comenzó a deformarse. Los pliegues se pueden ver sobre otras características, como cráteres y llanuras más suaves, lo que indica que son más recientes. [22] La superficie de Mercurio también está flexionada por importantes protuberancias de marea levantadas por el Sol: las mareas del Sol en Mercurio son aproximadamente un 17 % más fuertes que las de la Luna en la Tierra. [23]
Las fáculas de Mercurio son áreas brillantes que a menudo rodean depresiones irregulares. Por lo general, se las interpreta como de naturaleza piroclástica . [24] Las fáculas de Mercurio reciben todos sus nombres con palabras que en diferentes idiomas significan serpiente .
Las características superficiales que no son cráteres reciben los siguientes nombres:
Las primeras observaciones de Mercurio por radar se llevaron a cabo con los radiotelescopios de Arecibo ( Puerto Rico ) y Goldstone ( California , Estados Unidos), con la ayuda del Observatorio Radioastronómico Nacional de Estados Unidos (VLA) en Nuevo México . Las transmisiones enviadas desde el sitio de la Red de Espacio Profundo de la NASA en Goldstone tenían un nivel de potencia de 460 kW a 8,51 GHz; las señales recibidas por el conjunto de antenas múltiples del VLA detectaron puntos de reflectividad radar (luminosidad radar) con ondas despolarizadas procedentes del polo norte de Mercurio.
Los mapas de radar de la superficie del planeta se realizaron utilizando el radiotelescopio de Arecibo. El estudio se realizó con ondas de radio de banda UHF de 420 kW (2,4 GHz), lo que permitió una resolución de 15 km. Este estudio no solo confirmó la existencia de las zonas de alta reflectividad y despolarización, sino que también encontró una serie de nuevas áreas (que elevan el total a 20) e incluso permitió estudiar los polos. Se ha postulado que el hielo superficial puede ser responsable de estos altos niveles de luminosidad, ya que las rocas de silicato que componen la mayor parte de la superficie de Mercurio tienen exactamente el efecto opuesto sobre la luminosidad.
A pesar de su proximidad al Sol, Mercurio puede tener hielo en la superficie, ya que las temperaturas cerca de los polos están constantemente por debajo del punto de congelación: en las llanuras polares, la temperatura no supera los -106 °C. Los cráteres en las latitudes más altas de Mercurio (descubiertos también mediante estudios de radar desde la Tierra) pueden ser lo suficientemente profundos como para proteger el hielo de la luz solar directa. Dentro de los cráteres, donde no hay luz solar, las temperaturas caen a -171 °C. [25]
A pesar de la sublimación en el vacío del espacio, la temperatura en la región permanentemente sombreada es tan baja que esta sublimación es lo suficientemente lenta como para preservar potencialmente el hielo depositado durante miles de millones de años.
En el Polo Sur, la ubicación de una gran zona de alta reflectividad coincide con la ubicación del cráter Chao Meng-Fu , y también se han identificado otros cráteres pequeños que contienen áreas reflectantes. En el Polo Norte, varios cráteres más pequeños que Chao-Meng Fu tienen estas propiedades reflectantes.
La intensidad de las reflexiones de radar observadas en Mercurio es pequeña en comparación con la que se produciría con hielo puro. Esto puede deberse a la deposición de polvo que no cubre completamente la superficie del cráter o a otras causas, por ejemplo, una fina capa superficial superpuesta. Sin embargo, la evidencia de la presencia de hielo en Mercurio no es definitiva. Las propiedades reflectantes anómalas también podrían deberse a la existencia de depósitos de sulfatos metálicos u otros materiales con alta reflectancia.
Mercurio no es el único que tiene cráteres que se encuentran en sombra permanente; en el polo sur de la Luna de la Tierra hay un gran cráter ( Aitken ) donde se han visto algunos posibles signos de la presencia de hielo (aunque su interpretación es discutida). Los astrónomos creen que el hielo tanto en Mercurio como en la Luna debe haberse originado a partir de fuentes externas, principalmente cometas que impactan . Se sabe que estos contienen grandes cantidades, o la mayoría, de hielo. Por lo tanto, es concebible que los impactos de meteoritos hayan depositado agua en los cráteres permanentemente en sombra, donde permanecería sin calentarse posiblemente durante miles de millones de años debido a la falta de una atmósfera para conducir eficientemente el calor y la orientación estable del eje de rotación de Mercurio .
Puede haber respaldo científico, basado en estudios reportados en marzo de 2020, para considerar que partes del planeta Mercurio pueden haber sido habitables , y tal vez que formas de vida , aunque probablemente microorganismos primitivos , pueden haber existido en el planeta. [26] [27]