En
un congreso en el Field Museum de Chicago (Illinois, USA)
centrado en el planeta Mercurio se trataron las nuevas ideas
sobre la formación de este planeta, su historia geológica,
procesos internos, campo magnético y atmósfera.
A pesar de estos avances en el entendimiento del planeta
más cercano al Sol, aún existen muchísimas
dudas que, no obstante, podrían ser respondidas en
pocos años. Dos sondas espaciales, la Messenger (NASA)
y la Bepi-Colombo (ESA) incrementarán nuestros conocimientos
drásticamente.
Mercurio es un planeta interesante: se halla muy cercano
al Sol, por lo que su composición química
puede darnos pistas sobre cómo se formó el
Sistema Solar. A diferencia de Venus, este pequeño
mundo posee un campo magnético, lo cual nos puede
dar mucha información útil para entender el
magnetismo en la Tierra. Su núcleo es metálico,
enorme si lo comparamos con los de otros planetas rocosos.
Su superficie craterizada, de aspecto lunar, encierra una
historia geológica fascinante. Los datos de los que
hoy disponemos fueron obtenidos gracias a la misión
Mariner 10, que sobrevoló en tres ocasiones dicho
mundo, en 1974 y 1975. La información que envió
la sonda ha sido re-analizada en estos últimos años,
empleando principalmente nuevas técnicas de tratamiento
y análisis de imágenes que no se podían
llevar a cabo en los años '70. Además, nuestro
conocimiento sobre Mercurio se ha incrementado gracias a
los estudios realizados mediante observaciones con radar
desde principios de la década de los '90. Veamos
cuales son las nuevas ideas y planteamientos sobre este
planeta tan poco conocido.
1.- Superficie.
Mercurio
posee una superficie similar a la de las tierras altas de
nuestro satélite natural, la Luna, marcada por cráteres
de impacto de hasta 1300 Km de diámetro. Existen
además llanuras suaves entre los cráteres
y, ocasionalmente, en su interior. La superficie de este
mundo también está marcada por fallas, concretamente
cabalgamientos (fallas inversas de bajo ángulo) en
los que parte de la corteza se superpuso sobre si misma,
debido a la contracción del planeta durante su enfriamiento.
Durante el sobrevuelo de la Mariner 10, se tomaron imágenes
empleando tres filtros de color. El científico Mark
Robinson, de la Northwestern University, ha recalibrado
estas fotos empleando técnicas de tratamiento digital
de imágenes que no existían en los años
'70. El resultado es una colección de fotografías
en tres colores que resultan de gran utilidad para determinar
variaciones composicionales en la superficie de este planeta.
Parece ser que la composición superficial de Mercurio
es más compleja de lo inicialmente pensado.
Una dato importante que los científicos quieren
conocer es la cantidad de óxidos de hierro en las
rocas de dicho planeta. En los años '70 -utilizando
telescopios terrestres- se midió la cantidad de luz
reflejada por la superficie en diferentes longitudes de
onda. Los cálculos sugerían que la cuantía
de óxidos de hierro no superaba el 6% en peso. En
la conferencia en Chicago se ha refinado esta estimación:
David Blewett ha comparado los datos conocidos sobre Mercurio
con el espectro de la luz reflejada de regiones concretas
de la Luna con contenidos en óxidos de hierro bien
conocidos, llegando a la conclusión de que éstos
óxidos están presentes en Mercurio en un 3%.
Otros estudios sugieren que la cantidad es aún menor
o incluso nula. Por otra parte, las investigaciones llevadas
a cabo por Tom Birbine, del Museo Nacional Smithsoniano
de Historia Natural, midiendo la luz reflejada en aubritas
(meteoritos que no contienen óxidos de hierro), parecen
mostrar que éstas son muy escasas en la superficie
de Mercurio. De este modo, se considera que el planeta contiene
óxidos de hierro en su superficie, pero en cuantía
menor a un 6% en peso, admitiéndose "por consenso"
un valor aproximado de un 3%. Como veremos más adelante,
esto tiene importantes implicaciones tanto en la composición
global de Mercurio como en las hipótesis sobre su
formación.
La superficie de Mercurio es árida. Cuando se halla
iluminada por el Sol, su temperatura se eleva hasta los
500°C. Debido a la cercanía a nuestra estrella,
tanto meteoritos como polvo cósmico impactan contra
su superficie a mayor velocidad que lo harían contra
la Luna. El resultado de ello es una superficie que contiene
más vidrio y material condensado procedente de los
vapores producidos por impactos que nuestro satélite
natural. Esto parece ser consistente con el espectro obtenido
en el infrarrojo, estudiado por Bonnie Cooper (Oceaneering
Space Systems, Houston): los datos de este científico
muestran una ausencia de rasgos espectrales destacados,
lo cual es un indicador de la baja abundancia de material
cristalino. Por otro lado, otros investigadores que han
empleado diferentes telescopios han observado rasgos espectrales
que sí sugieren la existencia de minerales en la
superficie de Mercurio. Estas discrepancias son debidas
seguramente a las diferentes características -y capacidad-
de los instrumentos utilizados. Debido a que son pocos -y
de tiempo muy limitado- los programas para la observación
de Mercurio a través de telescopios terrestres, el
debate sobre la cantidad de vidrio y minerales en la superficie
del planeta continuará...
Los científicos planetarios denominan "meteorización
espacial" a la combinación de los efectos anteriormente
mencionados (choques e impactos). Uno de los productos de
esta meteorización espacial es la formación
de pequeñísimas gotas de hierro metálico.
Estas gotitas miden tan sólo unas pocas millonésimas
de milímetro y son las causantes de la curva característica
del espectro de luz reflejada de la Luna. Sarah Noble y
Carle Pieters (Brown University) han estudiado el efecto
de la alta temperatura superficial en los diminutos granos
de metal, viéndose que éstos aumentan de tamaño
mediante crecimiento en el estado sólido durante
el día (en Mercurio, el día, refiriéndose
al periodo de tiempo que la luz ilumina un punto en su superficie,
dura unos 44 días terrestres). De esta manera, dichos
gránulos pueden duplicar su tamaño sólo
en unos pocos siglos, influyendo así en la reflexión
de la luz solar incidente. La superficie en las regiones
ecuatoriales estaría mucho más afectada por
este proceso que las regiones polares, ya que la iluminación
en las primeras es más intensa que en las últimas.
Aunque el trabajo de estos científicos se halla aún
en sus primeras etapas, puede llevarnos a un mejor entendimiento
sobre la meteorización espacial en Mercurio.
La sonda Mariner 10 obtuvo fotografías de sólo
uno de los dos hemisferios de Mercurio. Las imágenes
de radar obtenidas desde la Tierra en el otro hemisferio
sugerían la presencia de un gran volcán. No
obstante, las recientes observaciones realizadas con el
radiotelescopio de Arecibo -después de que se llevasen
a cabo mejoras en el mismo- han dado nuevas imágenes,
más claras que las anteriores, que muestran que la
sospechosa estructura volcánica es, en realidad,
un cráter de impacto. En conjunto, parece ser que
el hemisferio no explorado por la Mariner 10 tiene un aspecto
similar al ya conocido, aunque aún hacen falta más
observaciones para constatar con seguridad lo anteriormente
dicho.
2.- Topografía y naturaleza del interior
rocoso.
Tony
Cook y Tom Watters (del Museo Smithsoniano del Aire y el
Espacio) junto a Mark Robinson, han presentado un modelo
digital de elevaciones (mapa topográfico) de Mercurio,
empleando una técnica semi-automática consistente
en emparejar puntos de 1709 pares de imágenes estereográficas
obtenidas por la Mariner 10. Este mosaico cubre un 25% de
la superficie de este planeta.
Dicho mapa topográfico ha sido empleado para estudiar
una importante falla, el escarpe Discovery. Los geólogos
planetarios interpretan esta estructura como un cabalgamiento,
una falla inversa que produce una superposición de
parte de la corteza sobre si misma. Discovery Rupes tiene
unos 500 Km de longitud y los estudios realizados muestran
que este escarpe tiene 1.5 Km de altura. Utilizando los
datos topográficos antes mencionados se ha deducido
la profundidad de los materiales rígidos en Mercurio.
Empleando distintos valores teóricos de la cantidad
de desplazamiento a lo largo de la falla, el ángulo
de inclinación de la falla respecto a la superficie
y la profundidad de corte de la falla, se ha calculado la
topografía superficial resultante, comparándola
posteriormente con los datos reales medidos. Los resultados
que mejor se ajustan dan a la falla una profundidad de entre
35 y 40 Km, lo cual sugiere que a una profundidad de unos
40 Km la corteza es muy débil como para mantener
el plano de falla mientras ésta se produce. Como
las rocas se ablandan suficientemente a unos 600°C,
Watters cree que esto implica que la temperatura en la corteza
de Mercurio se incrementó en unos 11°C/Km cuando
se formó la falla, hace miles de millones de años.
Además de esto, también se han estudiado
las características de los escarpes lobulados, márgenes
de terreno elevado (0,5-1,0 Km de altura) con forma de lóbulo
o lengua, cuyas longitudes se encuentran entre los 500-700
Km. Las conclusiones de estos estudios indican que el esfuerzo
necesario para que estos se generen puede ser darse en unas
condiciones térmicas de tan sólo 60°C
de enfriamiento tras el final del periodo de intenso bombardeo
planetario (hace unos 4000 millones de años). Estos
cálculos asumen que el esfuerzo que produjo el fallamiento
es resultado de la contracción de Mercurio al enfriarse.
Así, estas fallas pueden haber sido producidas como
resultado final de la contracción del núcleo
metálico debido a la cristalización de un
núcleo interno sólido y a la consiguiente
contracción global del planeta. Uno de los efectos
resultantes de ello es el sellado de posibles vías
de escape de magma hacia el exterior, impidiendo que éste
pudiese manar por la superficie del planeta. Esta teoría
ha generado un importante debate, ya que la mayor parte
de los geólogos planetarios que han examinado las
imágenes de las llanuras superficiales de Mercurio
coinciden en que éstas son de carácter volcánico.
De todos modos, son necesarios más estudios teóricos
alternativos y datos de futuras misiones espaciales.
V.
Solomatov y C. Reese (New Mexico State University) han analizado
los procesos que tienen lugar en el interior de Mercurio.
Los modelos desarrollados de cómo el planeta se enfría
les han llevado a concluir que seguramente no existen celdas
convectivas en su manto silicatado. La convección
es el motor que alimenta a la tectónica de placas
y produce puntos calientes volcánicos en nuestro
planeta. La ausencia de convección significa que
Mercurio nunca experimentó un periodo en el que enormes
placas se desplazaron y colisionaron entre sí. De
hecho, en su superficie no existen evidencias de tectónica
de placas ni indicios de puntos calientes volcánicos
aislados.
3.- Núcleo metálico y campo magnético.
La alta densidad del planeta Mercurio (5.43 g/cm3) indica
la presencia de un núcleo metálico que, según
los geofísicos, constituye el 70%-80% en peso del
planeta (como comparación, el núcleo metálico
de nuestro planeta constituye sólo el 32% en peso).
Las medidas tomadas por la Mariner 10 mostraban, para sorpresa
de los científicos, que Mercurio posee un campo magnético.
En los planetas pequeños se ha supuesto que no existen
campos magnéticos, siendo el caso de la Tierra excepcional
debido a que en éste se genera por la convección
de hierro líquido metálico. Esta convección
tiene lugar debido al enfriamiento del núcleo en
su límite con el manto rocoso. Los movimientos de
materiales con niquel y hierro fundidos dan lugar a la generación
de corrientes eléctricas, las cuales generan a su
vez líneas de fuerza magnéticas, es decir,
producen un campo magnético. El hecho de que Mercurio
posea un campo magnético sugiere que estos procesos
que generan campos magnéticos pueden ser más
complejos de lo que se suponía inicialmente. M. Aurnou
(Carnegie Institution) y F.M. Al-Shamali (Universidad de
Alberta) mostraron nuevos cálculos sobre la convección
y producción de campo magnético, realizando
predicciones específicas que esperan ser confirmadas
cuando nuevas sondas espaciales estudien Mercurio. Dichas
estimaciones tienen en cuenta la existencia de un manto
de roca muy delgado, lo cual difiere bastante de los cálculos
hechos para la Tierra y su manto rocoso, de mayor tamaño
que el de Mercurio.
4.- Átomos volantes.
Uno de los campos más activos en la investigación
de Mercurio es el estudio de su tenue atmósfera.
En realidad, este planeta no tiene una atmósfera
"oficial", comparable a la de Venus, la Tierra
o Marte, ya que los átomos que la forman apenas colisionan
entre sí, tal como sí ocurre en los otros
mundos. Se han realizado nuevas observaciones de su atmósfera
usando telescopios terrestres, experimentos sobre los efectos
del medio interplanetario en los materiales superficiales
-que son la fuente de los gases atmosféricos- y modelos
teóricos de cómo los gases son liberados y
atrapados por las rocas o expulsados al espacio.
La atmósfera de Mercurio está constituida
fundamentalmente por átomos de sodio y potasio que
provienen de la superficie del planeta. Los científicos
tenían la esperanza en el pasado de utilizar los
datos existentes sobre concentraciones atmosféricas
para deducir la concentración de estos dos elementos
en la superficie, lo cual daría información
muy interesante sobre la formación del planeta. Por
desgracia, la mayor parte del sodio y potasio es reciclada:
según se escapa de la superficie, permanece un tiempo
volando por la atmósfera hasta redepositarse de nuevo.
Además, parte del Na y del K proviene de los impactos
de meteoros y no únicamente de Mercurio. De este
modo, la composición y dinámica de la atmósfera-superficie
resulta bastante complicada. Otro debate que seguirá
para largo...
5.- Hielo en los polos.
Al
igual que en la Luna, Mercurio puede contener hielo de agua
en el interior de cráteres de impacto que se hallan
permanentemente en la sombra, a oscuras, siendo en éstos
la temperatura lo suficientemente baja -y constante- como
para que el hielo pueda permanecer allí durante largos
periodos de tiempo. El agua que llega a Mercurio procedente
de cometas que impactan contra su superficie podría
ser elevada en la atmósfera durante el día
y condensarse de noche. Eventualmente, parte del agua podría
alcanzar un cráter a oscuras -cercano a cualquiera
de los dos polos-, y depositarse allí más
o menos permanentemente.
John Harmon (del Observatorio Arecibo) encontró
evidencias de hielo de agua en Mercurio usando radar. Los
primeros datos fueron obtenidos en 1991 empleando el radiotelescopio
de Goldstone (California) junto al VLA en Nuevo Mexico.
Estas observaciones se han vuelto a repetir empleando de
nuevo ambos observatorios y también el de Arecibo
(Puerto Rico).
El dato clave que indicó la presencia de hielo fue
la naturaleza de la polarización de las ondas de
radar producida por los materiales superficiales presentes
en estos cráteres, situados permanentemente a oscuras.
Harmon vio que esta era una característica propia
del agua y la evidencia principal -aunque tampoco se podían
descartar otras posibilidades-. De todos modos, el caso
no ha quedado cerrado, ya que algunos de los posibles depósitos
de hielo se encuentran en cráteres demasiado pequeños
y alejados del polo como para ser lo suficientemente fríos.
6.- ¿Meteoritos de Mercurio?
Al igual que existen evidencias de que fragmentos de la
Luna o Marte han llegado a nuestro planeta de modo natural,
deberíamos preguntarnos si es posible que otros planetas
actuasen como fuente de meteoritos. ¿Es posible que
hallan llegado a la Tierra meteoritos procedentes de Mercurio?
Si es así, ¿cómo podríamos reconocerlos?
La evolución orbital de materiales mercurianos a
órbitas que crucen la de la Tierra parece ser posible,
pero su eficiencia es menor a un 1% de la calculada para
Marte, es decir, que menos de un 10-4 de la masa que es
expulsada de Mercurio llega a la Tierra. Si calculamos,
en base al número de meteoritos marcianos conocidos,
el número de meteoritos mercurianos que pueden encontrarse
entre todos los especímenes recogidos, su número
se encuentra entre cero y uno. La probabilidad es baja,
pero no nula, y se irá incrementando en el futuro,
conforme siga aumentando el número total de muestras
meteoríticas recogidas.
Aunque la información de la que se dispone sobre
las características de la superficie de Mercurio
es escasa, resulta posible dar ciertas características
generales y criterios útiles para la identificación
de este tipo de rocas. Así, los meteoritos mercurianos
serían: rocas ígneas diferenciadas, brechas
o vidrios, algunos con evidencias de un origen volcánico;
ricos en Al, Ti y Ca, pobres en elementos volátiles
y en hierro; con edades de solidificación cercanas
a la de las rocas lunares (3,5-4,5 Ga). Además, mostrarían
pocas evidencias de implantación de viento solar
debido a interacciones con campos magnéticos, pero,
en cambio, sí una mayor fracción de materiales
exogenéticos que en las brechas lunares, debido al
gran flujo de micrometeoritos que impacta sobre Mercurio.
También mostrarían efectos de la acción
de los rayos cósmicos solares debido a su proximidad
al Sol. De este modo, el tipo de meteorito conocido que
posee más características análogas
a los hipotéticos meteoritos mercurianos serían
las anteriormente mencionadas aubritas (rocas ígneas
diferenciadas pobres o muy pobres en hierro). Otro tipo
hipotético serían los meteoritos lunares anortosíticos
con una exposición a la superficie relativamente
baja (de todos modos, los conocimientos actuales no nos
permiten distinguir entre estos meteoritos lunares y aquellos
procedentes de Mercurio).
No son muchas las muestras de aubritas existentes en las
colecciones de meteoritos. Éstas parecen proceder
de un mismo cuerpo parental, aunque la presencia de abundantes
implantaciones de viento solar y los datos mostrados en
el apartado 1 son pruebas en contra de un origen mercuriano.
La búsqueda continuará adelante: hallar un
meteorito procedente del planeta Mercurio no sólo
sería muy útil para la interpretación
de los datos actuales, sino un importante incentivo para
enviar una sonda espacial a este planeta.
7.- La formación de Mercurio.
El
conocimiento de la composición química de
Mercurio es importante para poner a prueba las hipótesis
sobre la formación de los planetas. Conocemos dos
datos químicos importantes sobre el planeta: el primero
es que el núcleo de hierro metálico constituye
el 70%-80% del planeta; el segundo es que la cantidad de
óxidos de hierro es baja. Sabemos que la superficie
contiene pocos de estos óxidos, pero desconocemos
en que cantidad se hallan presentes en el interior del planeta.
Mark Robinson y Jeffrey Taylor (Instituto de Geofísica
y Planetología de Hawaii) sugirieron que si el contenido
en óxidos de hierro de estos flujos de lavas es bajo,
tampoco deberían ser éstos muy abundantes
en el manto de Mercurio. La razón es que cuando las
rocas se funden, el primer magma que se forma tiene la misma
cantidad de óxidos de hierro que la roca original.
De este modo, si la superficie de Mercurio contiene un 3%
en peso -tal como se ha explicado anteriormente- y algunas
de las llanuras suaves tienen origen volcánico, el
manto ha de poseer también una cantidad bastante
baja de estos óxidos. Curiosamente, ninguno de los
científicos participantes en el congreso parecía
estar en contra de esta conclusión, aunque los dos
investigadores reconocían que son necesarias medidas
independientes de la composición química de
Mercurio.
La sondas rusas Venera mostraron en los años '70
y '80 que las lavas en la superficie de Venus presentan
una concentración ligeramente más baja en
óxidos de hierro que la de nuestro planeta. Numerosos
estudios sobre la composición de la corteza y manto
terrestre sugieren que el contenido en óxidos de
hierro es de un 8%. Por otro lado, los meteoritos marcianos
y otros datos sobre Marte indican que en el Planeta Rojo
este porcentaje sube hasta el 18%. Conclusión inicial:
parece haber un gradiente en la cantidad de óxidos
de hierro en los planetas internos, siendo ésta baja
en Mercurio, media en Venus y la Tierra y alta en Marte.
El gradiente aparente de óxidos de hierro nos da
pistas importantes sobre la formación de los planetas
del Sistema Solar. El modelo actual sobre la formación
planetaria contempla un rápido crecimiento de decenas
de objetos de tamaño lunar a partir de cientos de
millones de objetos de tamaño asteroidal (o "embriones
planetarios"). George Wetherill (Carnegie Institution)
ha realizado numerosas modelizaciones informáticas
en las que estos cuerpos asteroidales forman planetas de
mayor tamaño, prestando especial atención
a la localización inicial de dichos cuerpos. Los
cálculos sugieren que los planetas internos se formaron
a partir de "embriones planetarios" situados a
distancias de entre 0.5 y 2.5 U.A. En otras palabras, estos
cálculos predicen que no tendría por que haber
un gradiente químico en el Sistema Solar interno.
El gradiente aparente en óxidos de hierro explicado
en el párrafo anterior podría indicar que
los modelos matemáticos empleados presentan algunas
deficiencias geoquímicas, o lo que es lo mismo, que
son necesarios más datos sobre Mercurio, Venus y
Marte.
Varias hipótesis han sido planteadas para explicar
por qué Mercurio presenta un gran núcleo metálico
tan particular. Una de ellas se basa en las diferentes propiedades
físicas del hierro metálico y las rocas a
la hora de separarse durante las colisiones entre los planetesimales,
de tal modo que Mercurio termina siendo muy rico en metal.
Otra hipótesis sugiere que un gran impacto arrancó
una buena parte del manto silicatado del planeta. Ni esta
hipótesis ni la anterior explican la baja cantidad
de óxidos de hierro en Mercurio. De todos modos,
una nueva idea propuesta por Al Cameron (Harvard-Smithsonian
Center for Astrophysics) y estudiada en detalle por éste
y por Bruce Fegley (Washington University en St. Louis)
predice que Mercurio contiene pocos óxidos de hierro:
durante la temprana historia del planeta -una vez éste
se hubo formado- el Sol atravesaría una fase de altísimas
temperaturas, lo suficientemente elevadas como para vaporizar
una importante parte del manto de Mercurio, quedando de
éste una pequeña corteza de roca modificada
químicamente. La hipótesis predice bajas cantidades
de óxidos de hierro, pero enormes enriquecimientos
en aluminio, calcio y magnesio y pequeñas cantidades
de sodio y potasio. Esto será un importante punto
de investigación en las próximas misiones
espaciales hacia Mercurio.
Ed Scott y Jeffrey Taylor sugieren que un tipo especial
de meteoritos podrían tratarse de el tipo de roca
que se acreccionó para formar Mercurio: son los llamados
condritos ricos en metales, que poseen alta concentración
de hierro metálico y baja de minerales silicatados
(pobres en óxidos de hierro).
8.- Futuras misiones.
Aunque
no lo parezca, no es fácil llegar hacia Mercurio.
Se halla muy cercano al Sol, de tal modo que es necesario
emplear mucha energía para frenar en sus cercanías
y orbitarlo. Por esa razón, la mayor parte de las
trayectorias hacia este planeta incluyen sobrevuelos cercanos
a Venus para frenar la sonda y permitirle acercarse hacia
Mercurio. Además, otro factor que hay que tener en
cuenta es la alta temperatura que el vehículo y su
instrumental deben soportar. Por esa razón se requieren
escudos térmicos y órbitas especiales, para
evitar que la sonda deje de funcionar.
Actualmente
existen dos misiones planificadas para Mercurio: la sonda
MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry,
and Ranging mission), un orbitador de la NASA/JPL, y la
Bepi-Colombo (ESA/ISAS), que -en principio- podría
consistir en dos orbitadores y una sonda de aterrizaje.
Su instrumental científico es similar, aunque la
Bepi-Colombo planea obtener imágenes de alta resolución
de la superficie. Los dos equipos que participan en sendas
misiones trabajan en estrecha colaboración para obtener
el máximo de resultados científicos. Las preguntas
que se espera responder con ambas son:
- ¿Qué procesos de formación planetaria
han llevado a una proporción metal/silicatos tan
alta en Mercurio?
- ¿Cuál es la historia geológica de
este planeta?
- ¿Cuál es el origen y naturaleza de su campo
magnético?
- ¿Cuál es la estructura y el estado del núcleo
de Mercurio?
- ¿Qué son los materiales tan reflectantes
en radar situados en sus polos?
- ¿Cuáles son las especies volátiles
más importantes, su fuente y depósito?
Es posible que dentro de unos años estas cuestiones
comiencen a ser contestadas, aunque con toda seguridad,
las respuestas nos obligarán a plantearnos nuevos
interrogantes.
En
un congreso en el Field Museum de Chicago (Illinois, USA)
centrado en el planeta Mercurio se trataron las nuevas ideas
sobre la formación de este planeta, su historia geológica,
procesos internos, campo magnético y atmósfera.
A pesar de estos avances en el entendimiento del planeta
más cercano al Sol, aún existen muchísimas
dudas que, no obstante, podrían ser respondidas en
pocos años. Dos sondas espaciales, la Messenger (NASA)
y la Bepi-Colombo (ESA) incrementarán nuestros conocimientos
drásticamente.
Mercurio
posee una superficie similar a la de las tierras altas de
nuestro satélite natural, la Luna, marcada por cráteres
de impacto de hasta 1300 Km de diámetro. Existen
además llanuras suaves entre los cráteres
y, ocasionalmente, en su interior. La superficie de este
mundo también está marcada por fallas, concretamente
cabalgamientos (fallas inversas de bajo ángulo) en
los que parte de la corteza se superpuso sobre si misma,
debido a la contracción del planeta durante su enfriamiento.
Tony
Cook y Tom Watters (del Museo Smithsoniano del Aire y el
Espacio) junto a Mark Robinson, han presentado un modelo
digital de elevaciones (mapa topográfico) de Mercurio,
empleando una técnica semi-automática consistente
en emparejar puntos de 1709 pares de imágenes estereográficas
obtenidas por la Mariner 10. Este mosaico cubre un 25% de
la superficie de este planeta.
V.
Solomatov y C. Reese (New Mexico State University) han analizado
los procesos que tienen lugar en el interior de Mercurio.
Los modelos desarrollados de cómo el planeta se enfría
les han llevado a concluir que seguramente no existen celdas
convectivas en su manto silicatado. La convección
es el motor que alimenta a la tectónica de placas
y produce puntos calientes volcánicos en nuestro
planeta. La ausencia de convección significa que
Mercurio nunca experimentó un periodo en el que enormes
placas se desplazaron y colisionaron entre sí. De
hecho, en su superficie no existen evidencias de tectónica
de placas ni indicios de puntos calientes volcánicos
aislados.
Al
igual que en la Luna, Mercurio puede contener hielo de agua
en el interior de cráteres de impacto que se hallan
permanentemente en la sombra, a oscuras, siendo en éstos
la temperatura lo suficientemente baja -y constante- como
para que el hielo pueda permanecer allí durante largos
periodos de tiempo. El agua que llega a Mercurio procedente
de cometas que impactan contra su superficie podría
ser elevada en la atmósfera durante el día
y condensarse de noche. Eventualmente, parte del agua podría
alcanzar un cráter a oscuras -cercano a cualquiera
de los dos polos-, y depositarse allí más
o menos permanentemente.
El
conocimiento de la composición química de
Mercurio es importante para poner a prueba las hipótesis
sobre la formación de los planetas. Conocemos dos
datos químicos importantes sobre el planeta: el primero
es que el núcleo de hierro metálico constituye
el 70%-80% del planeta; el segundo es que la cantidad de
óxidos de hierro es baja. Sabemos que la superficie
contiene pocos de estos óxidos, pero desconocemos
en que cantidad se hallan presentes en el interior del planeta.
Mark Robinson y Jeffrey Taylor (Instituto de Geofísica
y Planetología de Hawaii) sugirieron que si el contenido
en óxidos de hierro de estos flujos de lavas es bajo,
tampoco deberían ser éstos muy abundantes
en el manto de Mercurio. La razón es que cuando las
rocas se funden, el primer magma que se forma tiene la misma
cantidad de óxidos de hierro que la roca original.
De este modo, si la superficie de Mercurio contiene un 3%
en peso -tal como se ha explicado anteriormente- y algunas
de las llanuras suaves tienen origen volcánico, el
manto ha de poseer también una cantidad bastante
baja de estos óxidos. Curiosamente, ninguno de los
científicos participantes en el congreso parecía
estar en contra de esta conclusión, aunque los dos
investigadores reconocían que son necesarias medidas
independientes de la composición química de
Mercurio.
Aunque
no lo parezca, no es fácil llegar hacia Mercurio.
Se halla muy cercano al Sol, de tal modo que es necesario
emplear mucha energía para frenar en sus cercanías
y orbitarlo. Por esa razón, la mayor parte de las
trayectorias hacia este planeta incluyen sobrevuelos cercanos
a Venus para frenar la sonda y permitirle acercarse hacia
Mercurio. Además, otro factor que hay que tener en
cuenta es la alta temperatura que el vehículo y su
instrumental deben soportar. Por esa razón se requieren
escudos térmicos y órbitas especiales, para
evitar que la sonda deje de funcionar.
Actualmente
existen dos misiones planificadas para Mercurio: la sonda
MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry,
and Ranging mission), un orbitador de la NASA/JPL, y la
Bepi-Colombo (ESA/ISAS), que -en principio- podría
consistir en dos orbitadores y una sonda de aterrizaje.
Su instrumental científico es similar, aunque la
Bepi-Colombo planea obtener imágenes de alta resolución
de la superficie. Los dos equipos que participan en sendas
misiones trabajan en estrecha colaboración para obtener
el máximo de resultados científicos. Las preguntas
que se espera responder con ambas son:
