Desde el este al oeste

Mercurio es uno de los planetas interiores o rocosos, y es el que está más próximo al Sol (0,387 UA, unos 58.000 kms).

No tiene satélites, y es el más pequeño de los cuatro de la familia del Sistema Solar interno.

De un diámetro pequeño ( 4.879 kms en el ecuador), está formado en un 70% por metales y en un 30% de silicatos.

La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, su valor es de 5430 kg/m³, solo un poco más pequeña que la densidad de la Tierra.

La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por lo tanto, para tener una densidad tan alta, significa que su núcleo debe de ser grande y rico en hierro. Expertos geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa alrededor del 42% del volumen total de Mercurio (la proporción en la Tierra es del 17%). Estudios recientes sugieren que el núcleo está fundido.

Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio, un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo.

Geología y superficie de Mercurio

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. 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 que en un día normal oscilan entre 623 K (350 ºC) por el día y 103 K (–170 ºC) 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 años. 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 de la Luna.

Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas edades: las jóvenes llanuras están menos craterizadas y probablemete 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. 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

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; esta formación geológica tiene un diámetro aproximado de 1300 km. 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 (180º), fracturando la superficie y formando esta cordillera.

A pesar de la generalmente extrema alta temperatura en su superficie, observaciones más severas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El suelo de varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han sido 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; el hielo no es la única respuesta a dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más probable.

Atmósfera de Mercurio

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

La causa de que la atmósfera sea tan liviana es, de manera más aceptada por los científicos, porque Mercurio es un planeta muy pequeño con una gravedad insuficiente para retener durante largos periodos de tiempo una densidad atmosférica relevante. Esta atmósfera de átomos no estables pierde y reemplaza sus elementos de diversas formas: el hidrógeno y el helio proviene del viento solar, difuminándose en la magnetosfera para despúes escaparse al espacio. La caída radioactiva de elementos dentro de la corteza de Mercurio es otra fuente de helio, así como de sodio y potasio. El vapor de agua está probablemente presente, proveniente de impactos de cometas sobre la superficie del planeta.

Órbita y Rotación

La órbita de Mercurio es la más excéntrica de los planetas mayores, con la distancia del planeta al Sol en un rango entre 46 millones y 70 millones de km. Tarda en dar una traslación completa en 88 días terrestres. Presenta además una inclinación orbital (con respecto al plano de la eclíptica) de 7 grados.

En la imagen anexa se ilustra los efectos de la excentricidad, mostrando la órbita mercuriana sobre una órbita circular que tiene el mismo semi-eje. La elevada velocidad del planeta cuando está cerca del perihelio hace que cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco días. El tamaño de las esferas, inversamente proporcional a la distancia al Sol, es usada para ilustrar la distancia variable heliocéntrica. Esta distancia variable al Sol, combinada con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2 alrededor de su eje, resulta en complejas variaciones de la temperatura de su superficie, pasando de los -185ºC durante las noches hasta los 430ºC durante el día.

La oblicuidad de la eclíptica es de solo 0.01 grados. Es unas 300 veces menos que la de Júpiter, que es el segundo planeta en esta estadística, con 3.1 grados (en la Tierra es de 23,5º). De esta forma un observador en el ecuador mercuriano durante el mediodía local nunca vería el Sol más que 0.01 grados al norte o al sur del cenit. A la inversa, en los polos el sol nunca pasa 0.01º por encima del horizonte.

Amanecer Doble

En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto es porque aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando por estos puntos.

Observación de las Fases Mercurianas

Como la Luna, Mercurio exibe fases vistas desde la Tierra, siendo nueva en conjunción inferior y llena en conjunción superior. El planeta deja de ser invisible en ambas ocasiones por la virtud de este ascenso y ubicación acuerdo con el Sol en cada caso. La primera y última fase ocurre en máxima elongación este y oeste, respectivamente, cuando la separación de Mercurio del rango del Sol es de 18,5º en el periastro y 28,3 en el apoastro. En máxima elongación oeste, Mercurio se eleva antes que el Sol, y en la este después que el Sol.

Mercurio alcanza una conjunción inferior cada 116 días de media, pero este intervalo puede cambiar de 111 a 121 días por la excentricidad de la órbita del planeta. Este periodo de movimiento retrógrado visto desde la Tierra puede variar de 8 a 15 días en cualquier lado de la conjunción inferior. Esta larga variación de tiempo es consecuencia también de la elevada excentricidad orbital.

Mercurio es más fácil de ver desde el hemisferio sur de la Tierra que desde el hemisferio norte; esto es a causa de que la máxima elongación del oeste posible del Sol siempre ocurre cuando es otoño en el hemisferio sur, mientras que las máxima elongación del este ocurren cuando es invierno en el hemisferio norte. En ambos casos, el ángulo de Mercurio incide de manera máxima con la eclíptica, permitiendo elevarse varias horas antes que el Sol y no se pone hasta varias horas después del ocaso en los países situados en latitudes templadas del hemisferio sur. Por contraste, en las latitudes templadas del hemisferio norte, Mercurio nunca está por encima del horizonte en más o menos a media noche. Mercurio puede, como otros muchos planetas y estrellas brillantes, ser visto durante un eclipse solar.

Mercurio además es más brillante visto desde la Tierra cuando se encuentra entre la fase creciente o la menguante y la llena. Aunque el planeta está más lejos en ese momento que cuando está creciente, el área iluminada visible mayor compensa esa mayor distancia. Justo al contrario que Venus, cuando aparece más brillante está en cuarto creciente, porque está mucho mas cerca de la Tierra.

Tránsito de Mercurio

El tránsito de Mercurio es el paso, observado desde la Tierra, de este planeta por delante del Sol. La alineación de estos tres astros (Sol, Mercurio y la Tierra) produce este particular efecto, sólo comparable con el tránsito de Venus. El hecho de que Mercurio esté en un plano diferente en la eclíptica que nuestro planeta (7º de diferencia) hace que sólo una vez cada varios años este fenómeno ocurra. Es necesario para que el tránsito se produzca que la Tierra esté cerca de los nodos de la órbita. 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.