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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.

 

9.- Para saber más...


http://www.earth.nwu.edu/people/robinson/merc.html


http://www.psrd.hawaii.edu/Jan97/MercuryUnveiled.html


http://www.psrd.hawaii.edu/Oct01/MercuryMtg.html


http://www.lpi.usra.edu/meetings/mercury01/


http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/mercurypage.html

Página principal de la misión MESSENGER:
http://messenger.jhuapl.edu/

Página principal de la misión Bepi-Colombo:
http://sci.esa.int/home/bepicolombo/index.cfm

 

 

 

 

 

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