Geología de Mercurio

La geología de Mercurio es el estudio científico de la superficie, corteza e interior del planeta Mercurio. Enfatiza la composición, estructura, historia y procesos físicos que dan forma al planeta. Es análogo al campo de la geología terrestre. En 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 geofísica, geoquímica, mineralogía, geodesia y cartografía.

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, lo que dificulta técnicamente llegar a él con naves espaciales y dificultar las observaciones desde la Tierra. 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 del sol que dificultaban la determinación de la morfología y la topografía de la superficie. Esta escasez de información se vio aliviada en gran medida por la nave espacial MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging (MESSENGER), que entre 2008 y 2015 recopiló más de 291.000 imágenes que cubren 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, y localmente por depósitos piroclásticos. 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 del colapso de cámaras de magma, escarpes indicativos de fallas de empuje y depósitos minerales (posiblemente hielo) dentro de los cráteres de los polos. Durante mucho tiempo se pensó que estaba geológicamente inactivo, pero nueva evidencia sugiere que todavía puede haber algún nivel de actividad.

La densidad de Mercurio implica un núcleo sólido rico en hierro que representa aproximadamente el 60% de su volumen (75% de su radio). El ecuador magnético de Mercurio está desplazado casi el 20% del radio del planeta hacia el norte, la proporción más grande de todos los planetas. Este cambio sugiere que hay una o más capas fundidas ricas en hierro que rodean el núcleo produciendo un efecto dinamo similar al de la Tierra. Además, el dipolo magnético desplazado puede provocar una erosión desigual de la superficie por el viento solar, lanzando más partículas de la superficie hacia la exosfera sur y transportándolas para depositarse en el norte. Los científicos están recopilando telemetría para determinar si ese es el caso.

Después de haber completado el primer día solar de su misión en septiembre de 2011, más del 99% de la superficie de Mercurio había sido cartografiada por la sonda MESSENGER de la NASA tanto en color como en color. monocromo con tal detalle que los científicos & # 39; La comprensión de la geología de Mercurio ha superado significativamente el nivel alcanzado tras los sobrevuelos del Mariner 10 en los años 1970.

Dificultades en la exploración

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 hacia el pozo de potencial gravitacional del Sol. Partiendo de la velocidad orbital de la Tierra de 30 km/s, el cambio de velocidad (delta-v) que debe realizar la nave espacial 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 descender por el pozo potencial del Sol se convierte en energía cinética; requiriendo otro gran delta-v para hacer algo más que pasar rápidamente por Mercurio. Para aterrizar de forma segura o entrar en una órbita estable, la nave espacial debe depender exclusivamente 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, hasta ahora sólo dos sondas espaciales, Mariner 10 y MESSENGER, ambas de la NASA, han visitado Mercurio.

Además, el entorno espacial cerca de Mercurio es exigente, lo que plantea el doble peligro para las naves espaciales de una intensa radiación solar y altas temperaturas.

Históricamente, un segundo obstáculo ha sido que el período de rotación de Mercurio es lento, de 58 días terrestres, por lo que los sobrevuelos de las naves espaciales se limitan a observar un solo hemisferio iluminado. De hecho, desafortunadamente, aunque la sonda espacial Mariner 10 pasó cerca de Mercurio tres veces durante 1974 y 1975, observó la misma área en cada paso. Esto se debió a que el período orbital del Mariner 10 fue casi exactamente de 3 días siderales a Mercurio, y la misma cara del planeta estaba iluminada en cada una de las aproximaciones cercanas. Como resultado, se cartografió menos del 45% de la superficie del planeta.

Las observaciones desde la Tierra se ven dificultadas por la constante proximidad de Mercurio al Sol. Esto tiene varias consecuencias:

1. Siempre que el cielo es lo suficientemente oscuro para ver a través de telescopios, Mercurio siempre está cerca del horizonte, donde las condiciones de visión son pobres de todos modos debido a factores atmosféricos.
2. El Telescopio Espacial Hubble y otros observatorios espaciales generalmente se evitan señalar cerca del Sol por razones de seguridad (es probable que señalar tales instrumentos sensibles en el Sol cause daño permanente).

Historia geológica de Mercurio

Al igual que la Tierra, la Luna y Marte, la historia geológica de Mercurio se divide en eras. De mayor a menor, estos son: el pre-tolstojano, el tolstojano, el caloriano, el mansuriano y el kuiperiano. Estas edades se basan únicamente en fechas relativas.

Después de la formación de Mercurio junto con el resto del Sistema Solar hace 4.600 millones de años, se produjo un intenso bombardeo por parte de asteroides y cometas. La última fase de bombardeo intenso, el Bombardeo Intenso Tardío, llegó a su fin hace unos 3.800 millones de años. Algunas regiones o macizos, entre los que destaca el que formaba la Cuenca Caloris, fueron llenados por erupciones de magma procedentes del interior del planeta. Estos crearon suaves llanuras entre cráteres similares a los mares que se encuentran en la Luna. Más tarde, a medida que el planeta se enfrió y se contrajo, su superficie comenzó a agrietarse y formar crestas; Estas grietas y crestas superficiales se pueden ver encima de 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 contrajo lo suficiente como para evitar que más lava emergiera 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.

Cronología

Unidad de tiempo: millones de años

Características de la superficie

La superficie de Mercurio es en general similar en apariencia a la de la Luna, con extensas llanuras en forma de yegua y terrenos llenos de cráteres similares a las tierras altas lunares y formados localmente por acumulaciones de depósitos piroclásticos.

Topografía
Mapa del hemisferio norte de Mercurio por el instrumento MLA MESSENGER más bajo (purple) a 10 km (6,2 mi) más alto (rojo).

Cuencas de impacto y cráteres

Cazadores en rango de mercurio de diámetro desde pequeños cráteres en forma de cuenco hasta cuencas de impacto multi-ringed cientos de kilómetros a través. Aparecen en todos los estados de degradación, desde los cazadores de rayos relativamente frescos, hasta los restos de cráter altamente degradados. Los cráteres Mercurianos difieren sutilmente de los cráteres Lunares – la extensión de sus mantas eyecta es mucho menor, lo que es una consecuencia de la gravedad superficial 2,5 veces más fuerte sobre Mercurio.

El cráter más grande conocido es la enorme cuenca Caloris, con un diámetro de 1.550 km. Se había postulado una cuenca de tamaño comparable, tentativamente llamada Cuenca Skinakas a partir de observaciones terrestres de baja resolución del hemisferio no fotografiado por Mariner, pero no se ha observado en las 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 que rodea el cráter de impacto. En la antípoda de la cuenca de Caloris se encuentra una gran región de terreno inusual, montañoso y surcado, a veces llamado "Terreno extraño". La hipótesis favorecida sobre 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. Una idea mucho menos favorecida fue que este terreno se formó como resultado de la convergencia de eyecciones 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 llenada por llanuras suaves (ver 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 múltiples anillos y 400 km de ancho, que tiene un manto de eyección que se extiende hasta 500 km desde su borde, y su fondo ha sido llenado con materiales lisos de las llanuras. La cuenca Beethoven también tiene una capa de eyección de tamaño similar y un borde de 625 km de diámetro.

Al igual que en la Luna, los cráteres recientes en Mercurio muestran prominentes sistemas de rayos brillantes. Estos están formados por escombros 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.

Cráteres en el suelo del pozo

Algunos cráteres de impacto en Mercurio tienen depresiones o hoyos no circulares y de forma irregular en sus pisos. Estos cráteres han sido denominados cráteres de fondo de pozo, y los miembros del equipo de MESSENGER han sugerido que dichos pozos se formaron por el colapso de las cámaras de magma del subsuelo. Si esta sugerencia es correcta, los pozos son evidencia de procesos volcánicos en funcionamiento en Mercurio. Los cráteres de pozo no tienen borde, a menudo tienen forma irregular y lados empinados, y no muestran eyecciones ni flujos de lava asociados, pero suelen tener un color distintivo. Por ejemplo, las pepitas de Praxíteles tienen un tono anaranjado. Se cree que son evidencia de actividad magmática superficial, los cráteres de pozo pueden haberse formado cuando el magma del subsuelo se drenó en otra parte y dejó un área del techo sin soporte, lo que provocó el colapso y la formación del pozo. Los principales cráteres que exhiben estas características incluyen Beckett, Gibran, Lermontov, Picasso y Navoi, entre otros. Se sugirió que estos pozos con depósitos asociados más brillantes y rojos pueden ser depósitos piroclásticos causados por vulcanismo explosivo.

Llanuras

Hay dos unidades de llanuras geológicamente distintas en Mercurio:

• Láminas intercrate son la superficie visible más antigua, depredando el terreno fuertemente cráter. Son suavemente rodantes o montañosos y ocurren en las regiones entre cráteres más grandes. Las llanuras de intercráter parecen haber borrado muchos cráteres anteriores, y mostrar una escasez general de cráteres más pequeños por debajo de unos 30 km de diámetro. No está claro si son de origen volcánico o de impacto. Las llanuras entrecruzadas se distribuyen aproximadamente uniformemente sobre toda la superficie del planeta.
• Smooth plains son amplias áreas planas que se parecen a la maria lunar, que llenan depresiones de varios tamaños. Notablemente, llenan un ancho anillo que rodea la Cuenca Caloris. Una diferencia apreciable para la maria lunar es que las llanuras suaves de Mercurio tienen el mismo albedo que las llanuras intercrater más antiguas. A pesar de la falta de características volcánicas inequívocas, su localización y unidades de color en forma de lobate apoyan fuertemente un origen volcánico. Todas las llanuras suaves Mercurian se formaron significativamente más tarde que la cuenca Caloris, como se evidencia por densidades de cráter apreciablemente más pequeñas que en la manta de eyecta Caloris.

El suelo de la cuenca Caloris también está lleno de una llanura geológicamente distinta, dividida 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 lámina derretida por el impacto.

Características tectónicas

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 encima de otras características, como cráteres y llanuras más suaves, lo que indica que son más recientes. La superficie de Mercurio también se ve flexionada por importantes abultamientos de marea provocados por el Sol: las mareas del Sol en Mercurio son aproximadamente un 17% más fuertes que las de la Luna en la Tierra.

Fáculas

Las fáculas de Mercurio son áreas brillantes que a menudo rodean depresiones irregulares. Generalmente se interpreta que son de naturaleza piroclástica. Todas las fáculas de Mercurio reciben nombres utilizando palabras en diferentes idiomas que significan serpiente.

Terminología

Las características de la superficie que no son cráteres reciben los siguientes nombres:

• Características de Albedo – áreas de reflectividad marcadamente diferente
• Dorsa — crestas (Ver Lista de crestas sobre Mercurio)
• Montes — montañas (Ver Lista de montañas sobre Mercurio)
• Planitiae — plains (Ver Lista de llanuras sobre Mercurio)
• Rupes - bufandas (Ver Lista de bufandas en Mercurio)
• Valles - valles (Ver Lista de valles sobre Mercurio)

Parches polares de alto albedo y posible presencia de hielo

Las primeras observaciones por radar de Mercurio se llevaron a cabo mediante los radiotelescopios de Arecibo (Puerto Rico) y Goldstone (California, Estados Unidos), con la asistencia de las instalaciones del Very Large Array (VLA) del Observatorio Nacional de Radioastronomía de Estados Unidos 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 VLA detectaron puntos de reflectividad del radar (luminosidad del radar) con ondas despolarizadas del polo norte de Mercurio.

Se realizaron mapas de radar de la superficie del planeta utilizando el radiotelescopio de Arecibo. El estudio se realizó con ondas de radio de la banda UHF (2,4 GHz) de 420 kW que permitieron una resolución de 15 km. Este estudio no sólo confirmó la existencia de zonas de alta reflectividad y despolarización, sino que también encontró varias áreas nuevas (llevando un total a 20) e incluso pudo 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 por 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.

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 pequeños cráteres que contienen áreas reflectantes. En el Polo Norte, varios cráteres más pequeños que Chao-Meng Fu tienen estas propiedades reflectantes.

La intensidad de los reflejos del radar vistos en Mercurio es pequeña en comparación con la que ocurriría con hielo puro. Esto puede deberse a una deposición de polvo que no cubre completamente la superficie del cráter u otras causas, p. una fina capa superficial superpuesta. Sin embargo, la evidencia 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.

Posible origen del hielo

Mercurio no es el único que tiene cráteres que se encuentran en sombra permanente; en el polo sur de la Luna terrestre hay un gran cráter (Aitken) donde se han visto algunos posibles signos de 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, en su mayoría impactos de cometas. Se sabe que contienen grandes cantidades, o la mayoría, de hielo. Por lo tanto, es posible que los impactos de meteoritos hayan depositado agua en los cráteres permanentemente en sombra, donde permanecería sin calentarse durante posiblemente miles de millones de años debido a la falta de una atmósfera que conduzca eficientemente el calor y una orientación estable del eje de rotación de Mercurio.

Mercurio
Hielo de agua (amarillo) en la región polar norte de Mercury

Historia biológica del mercurio

Habitabilidad

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, puedan haber existido en el planeta.