Anar al contingut

Mercurio (planeta)

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Mercurio (planeta)

Mercurio és el planeta més propenc al Sol i el més chicotet del sistema solar. És un món rocós de tipo terrestre, en una superfície molt craterizada similar a la de la Lluna, per l'absència d'una atmòsfera densa que puga erosionar o suavisar els impactes.[1][2]

Rep el seu nom de Mercurio, el deu romà mensager dels deus, associat en la velocitat, en referència al seu ràpit moviment orbital al voltant del Sol. Forma part dels denominats planetes interiors o rocosos, junt en Venus, la Terra i Mart. No posseïx satèlits naturals ni anells.[3][4]

La seua estructura interna està dominada per un núcleu metàlic de ferro extremadament gran en proporció al seu tamany, lo que li conferix una de les densitat més altes del sistema solar. Ademés, és l'únic planeta rocós en un camp magnètic global significatiu, encara que molt més dèbil que el de la Terra.[5][6]

Mercurio posseïx una exosfera molt tènue composta principalment per àtoms despresos de la seua superfície pel vent solar i micrometeoritos. Per açò, no té una atmòsfera pròpiament dita i presenta variacions extremes de temperatura, que poden superar els 430 °C durant el dia i descendir fins a aproximadament −180 °C durant la nit.[7][8]

Es coneixia relativament poc sobre la seua superfície fins a l'arribada de la sonda espacial Mariner 10, que va realisar els primers sobrevuelos en la década de 1970. Posteriorment va ser estudiat en detalle per la missió MESSENGER de la NASA, que orbitó el planeta entre 2011 i 2015, proporcionant senyes fonamentals sobre la seua geologia, composició i camp magnètic. Actualment, la missió conjunta de l'Agència Espacial Europea i l'Agència Japonesa d'Exploració Aeroespacial denominada BepiColombo, llançada en 2018, es troba en viage cap a Mercurio i s'espera que entre en òrbita en els pròxims anys per a ampliar el coneiximent sobre el seu orige i evolució.[9][10]


En ser un planeta l'òrbita del qual és interior a la de la Terra, pot observar-se ocasionalment transitant front al disc solar, fenomen conegut com trànsit astronòmic. Les observacions precises de la seua òrbita varen revelar una anomalia en l'alvanç del perihelio d'aproximadament 43 segons d'arc per sigle, que no podia ser explicada per la mecànica clàssica d'Isaac Newton. Açò va dur a el hipòtesis d'un planeta intramercurial cridat Vulcano, que finalment va ser descartada. L'explicació correcta va ser proporcionada per la teoria general de la relativitat d'Albert Einstein.[11][12]

Durant molt temps es va pensar que Mercurio presentava rotació síncrona en el Sol, és dir, que sempre mostrava la mateixa cara, de forma similar a la Lluna en la Terra. No obstant, en 1965, observacions per radar varen demostrar que el seu periodo de rotació és d'aproximadament 58,6 dies terrestres, lo que correspon a una resonància orbital de 3:2 en el seu periodo de translació de 88 dies.[11][12]

Estructura interna

[editar | editar còdic]
Estructura interna de Mercurio:
(1) Corfa
(2) Mant
(3) Núcleu.

Mercurio és un dels quatre planetes rocosos o sòlits; és dir, té un cos rocós, com la Terra. Este planeta és el més chicotet dels quatre, en un diàmetro de 4879 km en l'equador. Mercurio està format aproximadament per un 70 % d'elements metàlics i un 30 % de silicat. La densitat d'este planeta és la segona més alta de tot el sistema solar, sent el seu valor de 5430 kg/m³, solament una miqueta menor que la densitat de la Terra. La densitat de Mercurio es pot usar per a deduir els detalls de la seua estructura interna. Mentres l'alta densitat de la Terra s'explica considerablement per la compressió gravitacional, particularment en el núcleu, Mercurio és molt més chicotet i les seues regions interiors no estan tan comprimides. Per tant, per a explicar esta gran densitat, el núcleu deu ocupar gran part del planeta i ademés ser ric en ferro,[13] material en una alta densitat.[13] Els geólogos estimen que el núcleu de Mercurio ocupa un 42 % del seu volum total (el núcleu de la Terra a penes ocupa un 17 %). Este núcleu estaria parcialment fos,[14][15] lo que explicaria el camp magnètic del planeta.


Rodejant el núcleu existix un mant d'uns 600 km de gruixa. La creència generalisada entre els experts és que en els principis de Mercurio un cos de varis quilómetros de diàmetro (un planetesimal) va impactar contra ell desfent la major part del mant original, donant com resultat un mant relativament prim comparat en el gran núcleu.[16] (Atres teories alternatives es discutixen en la secció Formació de Mercurio).

La corfa mercuriana medix entorn als 100‑200 km de gruixa. Un fet distintiu de la corfa de Mercurio són les visibles i numeroses llínees escarpadas o escarpes que s'estenen varis mils de quilómetros a lo llarc del planeta. Presumiblement es varen formar quan el núcleu i el mant es varen gelar i varen contraure a el hora que la corfa s'estava solidificando.[17]

Geologia i superfície

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Geologia de Mercurio.


Image de la superfície de Mercurio en fals color obtinguda per la Mariner 10. Els colors posen en evidència regions de composició diferent, particularment les planicies planes naixcudes de conques de lava (dalt a l'esquerra, en taronja).

La superfície de Mercurio, com la de la Lluna, presenta numerosos impactes de meteorits que oscilen entre uns metros fins a mils de quilómetros. Alguns dels cràters són relativament recents, d'alguns millons d'anys d'edat, i es caracterisen per la presència d'un pico central. Sembla ser que els cràters més antics han tingut una erosió molt forta, possiblement deguda als grans canvis de temperatura que en un dia normal oscilen entre 623 K (350 °C) pel dia i 103 K (−170 °C) de nit.

De la mateixa manera que la Lluna, Mercurio sembla haver sofrit un periodo d'intens bombardeig de meteorits de grans dimensions, fa uns quatre mil millons d'anys. Durant este periodo de formació de cràters, Mercurio va rebre impactes en tota la seua superfície, facilitats per la pràctica absència d'atmòsfera que poguera desintegrar o frenar multitut d'estes roques. Durant este temps, Mercurio va ser volcánicament actiu, formant-se conques o depressió en lava de l'interior del planeta i produint planicies planes similars a les mars o marías de la Lluna; una prova d'això és el descobriment per part de la sonda MESSENGER de possibles volcans.


Les planicies o planures de Mercurio tenen dos edats distintes; les planures jóvens estan menys craterizadas i provablement es varen formar quan els fluix de lava varen enterrar el terreny anterior. Una traça característica de la superfície d'este planeta són els numerosos plegues de compressió que entrecreuen les planures. Es pensa que, com l'interior del planeta es va gelar, es va contraure i la superfície va començar a deformar-se. Estos plecs es poden apreciar per damunt de cràters i planicies, lo que indica que són molt més recents.[18][19] La superfície mercuriana està significativament moguda a causa de la força de marea eixercida pel Sol. Les forces de marea en Mercurio són un 17 % més forts que les eixercides per la Lluna en la Terra.[20]

Destacable en la geologia de Mercurio és la conca de Caloris, un cràter d'impacte que constituïx una de les majors depressió meteòriques de tot el sistema solar; esta formació geològica té un diàmetro aproximat de 1550 km (abans del sobrevole de la sonda Messenger es creïa que el seu tamany era de 1300 km). Conté, ademés, una formació d'orige desconegut no abans vista ni en el propi Mercurio ni en la Lluna, i que consistix en aproximadament un centenar de clavills estrets i de sol pla coneguda com L'Aranya; en el centre d'esta es troba un cràter, desconeixent-se si dit cràter està relacionat en la seua formació o no. Interesantemente, també l'albedo de la conca de Caloris és superior al dels terrenys circumdants (al revés de lo que ocorre en la Lluna). La raó d'això s'està investigant.[21]

Just en el costat opost d'esta immensa formació geològica es troben uns tossals o cordilleres conegudes com a Terreny Estrany, o Weird Terrain. Una hipòtesis sobre l'orige d'este complex geomorfològic és que les ones de choc generades per l'impacte que va formar la conca de Caloris varen travessar tota l'esfera planetària convergint en les antípodes de dita formació (180°), fracturant la superfície[22] i formant esta cordillera.

De la mateixa manera que atres astres del nostre sistema solar, com el més semblant en aspecte, la Lluna, la superfície de Mercurio provablement ha incorregut en els efectes de processos de desgast espacials, o erosió espacial. El vent solar i impactes de micrometeoritos poden enfosquir la superfície, canviant les propietats reflectantes d'esta i l'albedo general de tot el planeta.


A pesar de les temperatures extremadament altes que hi ha generalment en la seua superfície, observacions més detallades sugerixen l'existència de gèl en Mercurio. El fondo de varis cràters molt profunts i obscurs propencs als pols que mai han quedat exposts directament a la llum solar tenen una temperatura molt inferior a la mija global. El gèl (d'aigua) és extremadament reflectante al radar, i recents observacions revelen imàgens molt reflectantes en el radar prop dels pols;[23] el gèl no és l'única causa possible de dites regions altament reflectantes, pero sí la més provable. S'especula que el gèl té solament uns metros de profunditat en estos cràters, contenint al voltant d'una tonellada d'esta substància. L'orige de l'aigua gelada en Mercurio no és conegut a ciència certa, pero s'especula que o be es va congelar d'aigua de l'interior del planeta o vi de cometas que varen impactar contra el sol.[24]

Atmòsfera

[editar | editar còdic]

Erro en la seqüencia d'órdens: no existix el mòdul «Excerpt».

Magnetosfera

[editar | editar còdic]
Camp magnètic de Mercurio

L'estudi de l'interacció de Mercurio en el vent solar ha posat en evidència l'existència d'una magnetosfera entorn al planeta. L'orige d'este camp magnètic no és conegut. En 2007, observacions molt precises realisades des de la Terra per mig de radar, varen demostrar un bamboleo de l'eix de rotació compatible solament en un núcleu del planeta parcialment fos.[14][15] Un núcleu parcialment fos en materials ferromagnéticos podria ser la causa del seu camp magnètic.

L'intensitat del camp magnètic és de 220 nT.[25]

Òrbita i rotació

[editar | editar còdic]
Òrbita de Mercurio (en groc).

l'òrbita de Mercurio és la més excèntrica entre tots els planetes que orbitan el Sol, (abans de ser reclasificado com a planeta nano, eixa característica li corresponia al llavors planeta Plutó). La distància de Mercurio al Sol varia en un ranc entre 46 000 000 i 70 000 000 de quilómetros. Tarda 88 dies terrestres en donar una translació completa. L'inclinament del seu pla orbital sobre el pla de l'eclíptica és de 7°.


En l'image anexa s'ilustren els efectes de l'excentricitat, mostrant l'òrbita de Mercurio sobre una òrbita circular que té el mateix semieje. L'elevada velocitat del planeta quan està prop del perihelio fa que cobrixca esta major distància en un interval de sol cinc dies. El tamany de les esferes, inversament proporcional a la distància al Sol, és usat per a ilustrar la distància variable heliocéntrica. Esta distància variable al Sol, combinada en la rotació planetària de Mercurio de 3:2 al voltant del seu eix (trencada tres voltes en dos òrbites: 3 dies en 2 anys mercurianos), resulta en complexes variacions de la temperatura de la seua superfície, passant dels −185 °C durant les nits fins als 430 °C durant el dia.

L'inclinament del seu eix de rotació respecte de l'eix perpendicular al seu pla orbital és de tan sol 0.01° (graus sexagesimals), unes 300 voltes menys que la de Júpiter, que és el segon planeta en esta estadística en 3.1° (en la Terra l'inclinament és de 23.5°). D'esta forma, un observador en l'equador de Mercurio durant el migdia local mai voria el Sol més que 0.01° el nort o al sur del cenit. Análogamente, en els pols el centre del Sol mai passa més de 0.01° per damunt del horisó.

Amanecer doble

[editar | editar còdic]

En Mercurio existix el fenomen dels amanecer dobles, quan el Sol ix aproximadament dos terços del seu tamany, es deté, s'amaga novament casi exactament per a on va eixir i després torna a eixir per a continuar el seu recorregut pel cel; açò solament ocorre en alguns punts de la superfície, a 180° de llongitut d'estos lo que s'observa és un doble anochecer.

Pel mateix mecanisme, en el restant del planeta s'observa que el Sol aparentment es deté en el cel i realisa un moviment de reculada.[26] Açò es deu a que aproximadament quatre dies terrestres abans del perihelio, la velocitat angular orbital de Mercurio iguala a la seua velocitat angular de rotació, lo que fa que el moviment aparent del Sol cesse, s'invertixca el moviment durant els huit dies seguits en els que la velocitat angular orbital és superior a la de rotació, i finalment quatre dies despuix del perihelio el Sol torne a detindre's i recuperar el seu sentit de moviment inicial.

Just en el perihelio és quan la velocitat angular orbital de Mercurio excedix en major magnitut a la velocitat angular de rotació, i és llavors quan la velocitat aparent de reculada del Sol és la màxima.

Alvanç del perihelio

[editar | editar còdic]

L'alvanç del perihelio de Mercurio va ser observat per primera volta en el sigle XIX al vore la llenta precesió de la llínea dels ápsides de l'òrbita del planeta al voltant del Sol, la qual no conseguia ser explicada completament per les lleis de Newton ni per destorbament de planetes coneguts (treball molt notable del matemàtic francés Urbain Li Verrier). Es conjeturó llavors que un atre planeta desconegut en una òrbita més interior al Sol era el causant d'estos destorbament (es varen considerar atres teories com un lleu achatamiento dels pols solars). L'èxit de la busca de Neptú a conseqüència dels destorbament orbitales d'Urà varen fer posar molta fe als astrònoms per a esta hipòtesis. A este hipotètic planeta desconegut se li denominaria planeta Vulcano. No obstant, al començament del sigle XX, la Teoria General de la Relativitat d'Albert Einstein va explicar completament la precesió observada, descartant a l'inexistent planeta (vore òrbita planetària relativista). L'efecte en l'alvanç del perihelio mercuriano és molt chicotet: a penes de 42.98 segons d'arc per sigle, per lo que necessita més de 12 500 000 (dotze millons cinccentes mil) òrbites per a excedir un regrés complet.


L'expressió que proporciona la Relativitat General per a calcular la precesió del perihelio d'un planeta, en radianes per revolució és:[27]

Δϕ=6πGMa(1−e2)c2 (rad / rev)

G = Constant de gravitació universal, M = Massa del Sol, a = Semieje major de l'òrbita, i = Excentricitat de l'òrbita, c = Velocitat de la llum

Esta expressió proporciona 42.98″ d'arc per sigle per a Mercurio i valors molt menors per al restant de planetes, donant 8.52 arcosegundos per sigle per a Venus, 3.84 per a la Terra, 1.35 per a Mart, i 10.05 per al asteroide de tipo Apolo (1566) Ícaro.[28][29]

En una òrbita, Mercurio trencada 1.5 voltes, despuix de dos òrbites el mateix hemisferi torna a ser allumenat.

Resonància orbital

[editar | editar còdic]

Durant molts anys es va pensar que la mateixa cara de Mercurio mirava sempre cap al Sol, de forma sincrónica, similar a com ho fa la Lluna respecte a la Terra. No va ser sino fins a 1965 quan observacions per ràdio (vore Observació en Grans Telescopis) varen descobrir una resonància orbital de 2:3, rotando tres voltes cada dos anys mercurianos; l'excentricitat de l'òrbita de Mercurio fa esta resonància estable en el perihelio, quan la marea solar és més forta, el Sol està encara en el cel de Mercurio. La raó per la que els astrònoms pensaven que Mercurio girava de manera sincrónica era que sempre que el planeta estava en millor posició per a la seua observació, mostrava la mateixa cara. Ya que Mercurio gira en un 3:2 de resonància orbital, un dia solar (la duració entre dos trànsits meridianos del Sol) són uns 176 dies terrestres. Un dia sideral és d'uns 58.6 dies terrestres.

Simulacions orbitales indiquen que l'excentricitat de l'òrbita de Mercurio varia caóticament des de 0 (circular) a 0.47 a lo llarc de millons d'anys. Açò dona una idea per a explicar la resonància orbital mercuriana de 2:3, quan lo més usual és 1:1, ya que açò és més raonable per a un periodo en una excentricitat tan alta.[30]

Observació en el cel i trànsit de Mercurio

[editar | editar còdic]

La magnitut aparent de Mercurio varia entre −2.0 (lluenta com l'estrela Siri) i 5.5.[31] L'observació de Mercurio és complicada per la seua proximitat al Sol, perdut en la resplandor de l'estrela mare durant un periodo molt gran. Mercurio solament es pot observar per un curt periodo durant el crepúscul del matí o de la nit. El telescopi espacial Hubble no pot observar Mercurio, ya que per procediments de seguritat s'evita un enfocament tan propenc al Sol.

Observació de les fases mercurianas

[editar | editar còdic]

Com la Lluna, Mercurio exhibix fases vistes des de la Terra, sent nova en conjunció inferior i plena en conjunció superior. El planeta deixa de ser invisible en abdós ocasions per la virtut d'este ascens i ubicació acorde en el Sol en cada cas. La primera i última fase ocorre en màxima elongació este i oest, respectivament, quan la separació de Mercurio del ranc del Sol és de 18.5° en el periastro i 28.3° en l'apoastro. En màxima elongació oest, Mercurio s'eleva abans que el Sol i en l'este despuix que el Sol.

Mercurio alcança una conjunció inferior cada 116 dies de mija, pero este interval pot canviar de 111 a 121 dies per l'excentricitat de l'òrbita del planeta. Este periodo de moviment retrògrat vist des de la Terra pot variar de 8 a 15 dies en qualsevol costat de la conjunció inferior. Esta llarga variació de temps és conseqüència també de l'elevada excentricitat orbital.

Mercurio és més fàcil de vore des del hemisferi sur de la Terra que des del hemisferi nort; açò es deu a que la màxima elongació de l'oest possible de Mercurio sempre ocorre quan és autumne en el hemisferi sur, mentres que la màxima elongació de l'est ocorre quan és hivern en el hemisferi nort. En abdós casos, l'àngul de Mercurio incidix de manera màxima en l'eclíptica, permetent elevar-se vàries hores abans que el Sol i no es posa fins a vàries hores despuix de l'ocàs en els països situats en latitutés templades del hemisferi sur, com Argentina i Nova Zelanda. Per contrast, en les latitut templades del hemisferi nort, Mercurio mai està per damunt del horisó en més o menys a mijanit. Com a molts atres planetes i estreles lluentes, Mercurio pot ser vist durant un eclipse solar.

Trànsit de Mercurio (8 de novembre de 2006). Image captada pel SOHO.

Ademés, Mercurio és més lluent vist des de la Terra quan es troba entre la fase creixent o la menguante i la plena. Encara que el planeta està més llunt en eixe moment que quan està creixent, l'àrea allumenada visible major compensa eixa major distància. Just al contrari que Venus, que apareix més lluent quan està en quarto creixent, perque està molt més prop de la Terra.

Trànsit de Mercurio

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Trànsit de Mercurio.

El trànsit de Mercurio és el pas, observat des de la Terra, d'este planeta per davant del Sol. L'alliniació d'estos tres astres (Sol, Mercurio i la Terra) produïx este particular efecte, solament comparable en el trànsit de Venus. El fet de que Mercurio estiga en un pla diferent en l'eclíptica que el nostre planeta (7° de diferència) fa que solament una volta cada varis anys ocórrega este fenomen. Per a que el trànsit es produïxca, és necessari que la Terra estiga prop dels nodos de l'òrbita. La Terra travessa cada any la llínea dels nodos de l'òrbita de Mercurio el 8‑9 de maig i el 10‑11 de novembre; si per a eixa data coincidix una conjunció inferior hi haurà pas. Existix una certa periodicitat en estos fenomens, encara que obedix a regles complexes. És clar que té que ser múltiple del periodo sinódico. Mercurio sol transitar el disc solar un promig d'unes 13 voltes al sigle en intervals de 3, 7, 10 i 13 anys.[32]

Estudi de Mercurio

[editar | editar còdic]

Astronomia antiga

[editar | editar còdic]

Les primeres mencions conegudes de Mercurio, fetes pels sumerio, daten del tercer mileni a. C. Els babilonios (2000‑500 a. C.) varen fer igualment noves observacions sobre el planeta, denominant-ho com Nabu o Nebu, el mensager dels deus en el seu mitologia.[33]


Els observadors de l'Antiga Grècia varen cridar al planeta de dos maneres: Apolo quan era visible en el cel del matí i Hermes quan lo era en anochecer. No obstant, els astrònoms grecs es varen donar conte de que es referien al mateix cos celest, sent Pitágoras el primer en propondre l'idea.[34] A Mercurio, com una de «estreles errantes» de l'Antiguetat, se li coneixia com Estilbón o Estilbonte («radiant») i es dia que era lluenta i chicotet.[35]

Estudi en grans telescopis

[editar | editar còdic]
Mercurio segons Schiaparelli.
Cartografia de Mercurio realisada per Percival Lowell en giner de 1896.

Les primeres observacions en telescopi de Mercurio daten de Galileo en el XVII. Encara que ell observara les fases planetàries quan mirava a Venus, el seu telescopi no era lo suficientment potent per a distinguir les fases de Mercurio. En 1631, el polímata francés Pierre Gassendi va realisar les primeres observacions del trànsit de Mercurio creuant el Sol quan va vore el trànsit de Mercurio predit per Johannes Kepler. En 1639, Giovanni Zupi va usar un telescopi per a descobrir que el planeta tenia una fase orbital similar a la de Venus i la Lluna. L'observació va demostrar de manera concloent que Mercurio orbitaba al voltant del Sol.

Un fet estrany en l'astronomia és que un planeta passe davant d'un atre (ocultació), vist des de la Terra. Mercurio i Venus s'oculten cada varis sigles, i, el 28 de maig de 1737, va ocórrer l'únic i històric registrat. L'astrònom que ho va observar va ser John Bevis en el Real Observatori de Greenwich.[36] La pròxima ocultació ocorrerà en l'any 2133.[37]

En 1800, l'astrònom alemà Johann Schröter va poder fer algunes observacions de la superfície, pero erròneament va estimar que el planeta tenia un periodo de rotació similar a la terrestre, d'unes 24 hores. En la década de 1880, Giovanni Schiaparelli va realisar un mapa de Mercurio més correcte, i va sugerir que la seua rotació era de 88 dies, igual que el seu periodo de translació (Rotació síncrona).[38]


La teoria per la qual la rotació de Mercurio era sincrónica es va fer extensament establida, i va anar un gir de 180° quan els astrònoms per mig d'observacions de radi en els anys 1960 varen qüestionar la teoria. Si la mateixa cara de Mercurio estiguera dirigida sempre cap al Sol, la part en ombra estaria extremadament freda, pero les medicions de radi varen revelar que estava molt més calent de lo esperat. En 1965, es va constatar que definitivament el periodo de rotació era de 59 dies. L'astrònom italià Giuseppe Colombo va notar que este valor era sobre dos terceres parts del periodo orbital de Mercurio, i va propondre una forma diferent de la força de marea que va fer que els periodos orbitales i rotatoris del planeta es quedaren en 3:2 més be que en 1:1 (resonància orbital).[39] Més vesprada, la Mariner 10 ho va confirmar.[40]

Les observacions per grans telescopis en terra no varen tirar molta llum sobre este món difícil de vore, i no va ser fins a l'arribada de sondes espacials que varen visitar Mercurio quan es varen descobrir i varen confirmar grans i importants propietats del planeta. No obstant, recents alvanços tecnològics han dut a observacions millorades: en l'any 2000, el telescopi d'alta resolució del Observatori Monte Wilson de 1500 mm va proporcionar les primeres imàgens que varen resoldre algunes traces superficials sobre les regions de Mercurio que no varen ser fotografiades durant les missions del Mariner.[41] Imàgens recents apunten al descobriment d'una conca d'impacte de doble anell més llarc que la Conca de Caloris, en el hemisferi no fotografiat per la Mariner. És informalment conegut com Conca de Shinakas.

Estudi en sondes espacials

[editar | editar còdic]

Aplegar fins a Mercurio des de la Terra supon un significatiu repte tecnològic, ya que l'òrbita del planeta està molt més prop que la terrestre del Sol. Una nau espacial en destí a Mercurio llançada des del nostre planeta deurà recórrer uns 91 000 000 (noventa y uno millons) de quilómetros pels punts de potencial gravitatorio del Sol. Començant des de l'òrbita terrestre a uns 30 km/s, el canvi de velocitat que la nau deu realisar per a entrar en una òrbita de transferència, coneguda com òrbita de transferència de Hohmann (en la que s'usen dos impulsos de la motora eixida) per a passar prop de Mercurio és molt gran comparat en atres missions planetàries.

Ademés, per a conseguir entrar en una òrbita estable el vehícul espacial deu confiar plenament en els seus motors de propulsió, ya que l'aerofrenado està descartat per la falta d'atmòsfera significativa en Mercurio. Un viage a este planeta en realitat és més costós en lo que a combustible es referix per este fet que cap a qualsevol atre planeta del sistema solar.cita requerida

Mariner 10

[editar | editar còdic]
Archiu:Mariner10.gif
Mariner 10.
Artícul principal → Mariner 10.

La sonda Mariner 10 (1974‑1975), o Mariner X, va ser la primera nau en estudiar en profunditat el planeta Mercurio. Havia visitat també Venus, utilisant l'assistència de trayectòria gravitacional de Venus per a accelerar cap al planeta.


Va realisar tres sobrevuelos a Mercurio; el primer, a una distància de 703 km del planeta; el segon, a 48 069 km; i, el tercer, a 327 km. Mariner va prendre en total dèu mil imàgens de gran part de la superfície del planeta. La missió va finalisar el 24 de març de 1975, quan es va quedar sense combustible i no podia mantindre control d'orientació.[42]

Messenger

[editar | editar còdic]
Archiu:MESSENGER.jpg
MESSENGER.
Artícul principal → MESSENGER.

MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging (Superfície de Mercurio, Entorn Espacial, Geoquímica i Extensió) va ser una sonda llançada en agost de 2004 per a posar-se en òrbita al voltant de Mercurio en març de 2011. S'esperava que esta nau aumentara considerablement el coneiximent científic sobre este planeta. Per a això, la nau havia de orbitar Mercurio i fer tres sobrevuelos —els dies 14 de giner de 2008, 6 d'octubre de 2008, i 29 de setembre de 2009—. La missió estava previst que durara un any. El 18 de març de 2011, es va produir en èxit l'inserció orbital de la sonda.[43] Finalment el fi d'esta exitosa missió es va produir el 30 d'abril de 2015, quan la sonda es va precipitar sobre la superfície del planeta produint-se un impacte controlat.

BepiColombo

[editar | editar còdic]
Archiu:BepiColombo spacecraft model.png
BepiColombo.
Artícul principal → BepiColombo.


És una missió conjunta de l'Agència Espacial Europea (ESA) i de l'Agència Japonesa d'Exploració Espacial (JAXA), que consistix en dos mòduls orbitantes o orbitadores que realisaran una completa exploració de Mercurio. El primer dels orbitadores serà l'encarregat de fotografiar i analisar el planeta i el segon investigarà la magnetosfera. El seu llançament es va realisar en èxit el dia 20 d'octubre de 2018,[44] la seua arribada al planeta està prevista el 5 de decembre de 2025, despuix d'un sobrevole de la Terra, dos de Venus i sis del propi Mercurio.[45] El final de la missió està programat per a un any més vesprada, en una possible extensió d'un any més.[46]

Vore també

[editar | editar còdic]

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ «Mercury: Overview». NASA Solar System Exploration.
  2. ↑ «Mercury (planet)». Encyclopaedia Britannica.
  3. ↑ «Mercury: Name and Mythology». NASA Solar System Exploration.
  4. ↑ «Mercury». Space.com.
  5. ↑ «Mercury Overview». European Space Agency (ESA).
  6. ↑ «Mercury Fact Sheet». USGS Astrogeology Science Center.
  7. ↑ «Mercury: The Innermost Planet». The Planetary Society.
  8. ↑ «Mercury, the smallest planet». National Geographic.
  9. ↑ «Mercury: Facts». NASA Science.
  10. ↑ «Mercury – Planet Profile». Royal Museums Greenwich.
  11. ↑ 11,0 11,1 «MESSENGER Mission to Mercury». Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory.
  12. ↑ 12,0 12,1 «Mercury Mission Overview». NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL).
  13. ↑ 13,0 13,1 Lyttleton, R. A.; «En les estructures internes de Mercurio i Venus (On the Internal Structures of Mercury and Venus)», Astrophysics and Space Science, Vol. 5 (1969), p. 18.
  14. ↑ 14,0 14,1 «Antena de la NASA curta a Mercurio fins al seu núcleu». www.cielosur.com.
  15. ↑ 15,0 15,1 «NASA Antenna Cuts Mercury to Core». www.jpl.nasa.gov. Archivat des d'el original, el 10 de maig de 2007. Consultat el 8 de maig de 2007.
  16. ↑ Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), «Collisional stripping of Mercury's mantle.» Icarus, v. 74, pp. 516-528.
  17. ↑ Schenk, P.; Melosh, H. J.; «Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere.» Abstracts of the 25th Llunar and Planetary Science Conference (1994), 1994LPI....25.1203S.
  18. ↑ Dzurisin, D.; La tectónica i història volcànica de Mercurio deduïda de l'estudi de escarpes, crestes de montanyes, i uns atres 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.
  19. ↑ «a-conseqüència-cada-volta-és-m%C3%A1s-peque%C3%B1o/ar-AA1hG6kS?ocid=msedgdhp&pc=U531&cvid=f5dbacd9b4724eb9a8b4i1547b52b72f&ei=9 MSN». www.msn.com. Consultat el 2023-10-04.
  20. ↑ Van Hoolst, T.; Jacobs, C.; «Marees de Mercurio i estructura interior (Mercury’s tides and interior structure).» Journal of Geophysical Research, vol. 108 (2003), p. 7.
  21. ↑ León, Pedro (31-01-2008), «Messenger nos envia moltes sorpreses.» sondes espacials.com. Consultat el 27 de giner de 2008.
  22. ↑ Schultz, P. H.; Gault, D. E.; «Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury.» The Moon, Vol. 12 (febrer de 1975), pp. 159-177.
  23. ↑ Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. O.; «Mercury radar imaging — Evidence for polar isse.» Science, vol. 258 (1992), pp. 635-640.
  24. ↑ Rawlins, K.; Moses, J. I.; Zahnle, K. J.; «Exogenic Sources of Water for Mercury’s Polar Isse.» DPS, Vol. 27 (1995), p. 2112.
  25. ↑ Pàgina web «Finestres de l'univers», artícul titulat «Magnetosfera de Mercurio». Consultat el 27 d'octubre de 2014.
  26. ↑ La web de Física. «En el planeta Mercurio,… amanecer dos voltes». Consultat el 9 de juny de 2020.
  27. ↑ Christian Magnan. «Complete calculations of the perihelion precessió of Mercury and the deflection of light by the Sun in General Relativity». Consultat el 5 de juny de 2020.
  28. ↑ Gilvarry, J. J.; «Relativity Precession of the Asteroid Icarus.» Physical Review, vol. 89, N.º 5 (març de 1953), p. 1046.
  29. ↑ Iorio, L.; Solar System planetary motions and modified gravity. arXiv:gr-qc/0511138 v1 25 de novembre de 2005 (table 4).
  30. ↑ Correia, A. C. M.; Laskar, J.; «Mercury's capture into the 3/2 spin-orbit resonance as a result of its chaotic dynamics.» Nature, vol. 429 (2004), pp. 848-850.
  31. ↑ Espenak, F.; «Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995-2006.» NASA Reference Publication 1349.
  32. ↑ The Astronomical Journal.50
    9.ISSN 0004-6256.doi:10.1086/105693.Consultat el 19 de juny de 2021.
  33. ↑ Mercury and ancient cultures (2002), JHU/APL.
  34. ↑ Dunne, J. A.; and Burgess, E.; El viage de la Mariner 10 - Missió a Venus i Mercurio, NASA History Office publication SP-424 (1978).
  35. ↑ Eratóstenes: Catasterismos XLIII (Els Planetes); Higino: De Astronomica II, 42
  36. ↑ Sinnott, R. W.; Meeus, J.; «John Bevis i una Rara Ocultació.» Sky and Telescope, vol. 72 (1986), p. 220.
  37. ↑ Consultat el 8 de febrer de 2021.
  38. ↑ Holden, E. S.; «Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury [by Professor Schiaparelli].» Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 2 (1890), p. 79.
  39. ↑ Colombo, G., «Rotational Period of the Planet Mercury.» Nature, vol. 208 (1965), p. 575.
  40. ↑ «SP-423 Atles de Mercuri». NASA. Consultat el 9 de març de 2007.
  41. ↑ Dantowitz, R. F.; Teare, S. W.; Kozubal, M. J.; «Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury.» [1] archivat en Wayback Machine. Astronomical Journal, vol. 119 (2000), pp. 2455-2457.
  42. ↑ National Earth Science Teachers Association. «Mariner 10 - Missió cap a Mercurio» (en en). Consultat el 10 de març de 2011.
  43. ↑ «[2]», NASA/APL. Consultat el 18 de març de 2011 (en en).
  44. ↑ «La primera missió europea a Mercurio desapega en èxit». ABC.és.
  45. ↑ «BepiColombo Launch Rescheduled for October 2018» (en en). Archivat des d'el original, el 19 de març de 2017. Consultat el 12 d'abril de 2020.
  46. ↑ «BepiColombo, The Mision» (en en). ESA, Science & Technology.

Bibliografia

[editar | editar còdic]
  • Feinstein, A. Astronomia Fonamental, Editorial Kapelusz, 1982
  • Sheehan, W. Worlds in the Sky, University of Arizona Press, 1992

Enllaços externs

[editar | editar còdic]

Commons

Plantilla:Sistema Solar


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Mercurio_(planeta)&oldid=929896»