Mercurio es el planeta más cercano al Sol y el más pequeño del sistema solar. Es un mundo rocoso de tipo terrestre, con una superficie muy craterizada similar a la de la Luna, debido a la ausencia de una atmósfera densa que pueda erosionar o suavizar los impactos.
Recibe su nombre de Mercurio, el dios romano mensajero de los dioses, asociado con la velocidad, en referencia a su rápido movimiento orbital alrededor del Sol. Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos, junto con Venus, la Tierra y Marte. No posee satélites naturales ni anillos.
Su estructura interna está dominada por un núcleo metálico de hierro extremadamente grande en proporción a su tamaño, lo que le confiere una de las densidades más altas del sistema solar. Además, es el único planeta rocoso con un campo magnético global significativo, aunque mucho más débil que el de la Tierra.
Mercurio posee una exosfera muy tenue compuesta principalmente por átomos desprendidos de su superficie por el viento solar y micrometeoritos. Debido a esto, no tiene una atmósfera propiamente dicha y presenta variaciones extremas de temperatura, que pueden superar los 430 °C durante el día y descender hasta aproximadamente −180 °C durante la noche.
Se conocía relativamente poco sobre su superficie hasta la llegada de la sonda espacial Mariner 10, que realizó los primeros sobrevuelos en la década de 1970. Posteriormente fue estudiado en detalle por la misión MESSENGER de la NASA, que orbitó el planeta entre 2011 y 2015, proporcionando datos fundamentales sobre su geología, composición y campo magnético. Actualmente, la misión conjunta de la Agencia Espacial Europea y la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial denominada BepiColombo, lanzada en 2018, se encuentra en viaje hacia Mercurio y se espera que entre en órbita en los próximos años para ampliar el conocimiento sobre su origen y evolución.
Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, puede observarse ocasionalmente transitando frente al disco solar, fenómeno conocido como tránsito astronómico. Las observaciones precisas de su órbita revelaron una anomalía en el avance del perihelio de aproximadamente 43 segundos de arco por siglo, que no podía ser explicada por la mecánica clásica de Isaac Newton. Esto llevó a la hipótesis de un planeta intramercurial llamado Vulcano, que finalmente fue descartada. La explicación correcta fue proporcionada por la teoría general de la relatividad de Albert Einstein.
Durante mucho tiempo se pensó que Mercurio presentaba rotación síncrona con el Sol, es decir, que siempre mostraba la misma cara, de forma similar a la Luna con la Tierra. Sin embargo, en 1965, observaciones por radar demostraron que su período de rotación es de aproximadamente 58,6 días terrestres, lo que corresponde a una resonancia orbital de 3:2 con su período de traslación de 88 días.
Estructura interna
thumb|Estructura interna de Mercurio:(1) Corteza(2) Manto(3) Núcleo. Mercurio es uno de los cuatro planetas rocosos o sólidos; es decir, tiene un cuerpo rocoso, como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70 % de elementos metálicos y un 30 % de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más alta de todo el sistema solar, siendo su valor de 5430kg/m³, solo un poco menor 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 tanto, para explicar esta gran densidad, el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,Lyttleton, R. A.; «En las estructuras internas de Mercurio y Venus (On the Internal Structures of Mercury and Venus)», Astrophysics and Space Science, Vol.5 (1969), p.18. material con una alta densidad. Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42 % de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17 %). Este núcleo estaría parcialmente fundido, lo que explicaría el campo magnético del planeta.
Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600km 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.Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), «Collisional stripping of Mercury's mantle.» Icarus, v.74, pp.516-528. (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).
center|200px La corteza mercuriana mide en torno a los 100‑200km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.Schenk, P.; Melosh, H. J.; «Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere.» Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (1994), 1994LPI....25.1203S.
Geología y superficie
thumb|Imagen de la superficie de Mercurio en falso color obtenida por la Mariner 10. Los colores ponen en evidencia regiones de composición diferente, particularmente las planicies lisas nacidas de cuencas de lava (arriba a la izquierda, en naranja).
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 623K (350°C) por el día y 103K (−170°C) por la noche.
Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos cuatro mil millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitados 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 y produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna; una prueba de ello es el descubrimiento por parte de la sonda MESSENGER de posibles volcanes.
Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos edades distintas; las llanuras jóvenes están menos craterizadas y probablemente 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. Estos pliegues se pueden apreciar por encima de cráteres y planicies, lo que indica que son mucho más recientes.Dzurisin, D.; La tectónica e historia volcánica de Mercurio deducida del estudio de escarpes, crestas de montañas, y otros lineamientos (The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments), Journal of Geophysical Research, Vol.83 (1978), pp.4883-4906. La superficie mercuriana está significativamente movida 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.Van Hoolst, T.; Jacobs, C.; «Mareas de Mercurio y estructura interior (Mercury’s tides and interior structure).» Journal of Geophysical Research, vol.108 (2003), p.7.
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 1550km (antes del sobrevuelo de la sonda Messenger se creía que su tamaño era de 1300km). Contiene, además, una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna, y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida como La Araña; en el centro de esta se encuentra un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado con su formación o no. Interesantemente, también el albedo de la cuenca de Caloris es superior al de los terrenos circundantes (al revés de lo que ocurre en la Luna). La razón de ello se está investigando.León, Pedro (31-01-2008), «Messenger nos envía muchas sorpresas.» sondas espaciales.com. Consultado el 27 de enero de 2008.
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 (180°), fracturando la superficieSchultz, P. H.; Gault, D. E.; «Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury.» The Moon, Vol.12 (febrero de 1975), pp.159-177. y formando esta cordillera.
Al igual que otros astros de nuestro sistema solar, como el más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o erosión espacial. El viento solar e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la superficie, cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el albedo general de todo el planeta.
A pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay generalmente en su superficie, observaciones más detalladas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han quedado 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;Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. O.; «Mercury radar imaging — Evidence for polar ice.» Science, vol.258 (1992), pp.635-640. el hielo no es la única causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más probable. Se especula que el hielo tiene solo unos metros de profundidad en estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se congeló de agua del interior del planeta o vino de cometas que impactaron contra el suelo.Rawlins, K.; Moses, J. I.; Zahnle, K. J.; «Exogenic Sources of Water for Mercury’s Polar Ice.» DPS, Vol.27 (1995), p.2112.
Atmósfera
Magnetosfera miniaturadeimagen|Campo magnético de Mercurio El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetosfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido. En 2007, observaciones muy precisas realizadas desde la Tierra mediante radar, demostraron un bamboleo del eje de rotación compatible solo con un núcleo del planeta parcialmente fundido. Un núcleo parcialmente fundido con materiales ferromagnéticos podría ser la causa de su campo magnético.
La intensidad del campo magnético es de 220nT.Página web «Ventanas del universo», artículo titulado «Magnetosfera de Mercurio». Consultado el 27 de octubre de 2014.
Órbita y rotación thumb|Órbita de Mercurio (en amarillo).