Mercuri (planeta): diferència entre les revisions

Modifica els enllaços
De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure
Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
mCap resum de modificació
→‎Observació: exploració de mercuri
Línia 446: Línia 446:


Com la [[Lluna]], Mercuri té [[Fase lunar|fases]] vistes des de la Terra, sent "noves" a la [[Conjunció (astronomia)|conjunció inferior]] i "completes" a la [[Conjunció (astronomia)|superior]].
Com la [[Lluna]], Mercuri té [[Fase lunar|fases]] vistes des de la Terra, sent "noves" a la [[Conjunció (astronomia)|conjunció inferior]] i "completes" a la [[Conjunció (astronomia)|superior]].

[[Imatge:Mariner10.gif|thumb|La sonda [[Mariner 10]], la primera en visitar el planeta Mercuri.]]
==Exploració de Mercuri==
Arribar a Mercuri des de la [[Terra]] té dificultats tècniques significatives, ja que el planeta orbita molt més a prop del Sol que ho fa la Terra. Una nau amb destí a Mercuri llançada des de la Terra ha de recórrer uns 91 milions de quilòmetres cap al pou potencial [[gravetat|gravitacional] del [[Sol]]. Començant des de la velocitat orbital de la Terra de 30nbsp;km/s, el canvi en la [[velocitat]] (delta-v) que la nau ha de fer per entrar en una [[Òrbita de Hohmann|òrbita de transferència de Hohmann]] que passi a prop de Mercuri és gran comparat amb altres missions planetàries.<ref name="DunneCh4">{{cite book|title=The Voyage of Mariner&nbsp;10 — Mission to Venus and Mercury|author=Dunne, J. A. and Burgess, E.|chapterurl=http://history.nasa.gov/SP-424/ch4.htm|publisher=NASA History Office|year=1978|chapter=Chapter Four|url=http://history.nasa.gov/SP-424/|accessdate=2008-05-28}}</ref>

L'[[energia potencial]] alliberada per baixar pel pou de potencial del Sol es converteix en [[energia cinètica]]; necessitant una altre gran canvi delta-v per fer una altra cosa que passar ràpidament per Mercuri. In order to land safely or enter a stable orbit the spacecraft must rely entirely on rocket motors since [[aerobraking]] is ruled out because the planet has very little atmosphere. Un viatge a Mercuri requereix actualment més combustible de coet que per anar a fora del [[Sistema Solar]] completament. Com a resultat, només dues naus han arribat al planeta.<ref name="JPLprofile1">{{cite web|url=http://solarsystem.jpl.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mercury&Display=OverviewLong|title=Mercury|publisher=[[NASA]] Jet Propulsion Laboratory|date=[[May 5]], [[2008]] |accessdate=2008-05-29}}</ref> Una alternativa proposada utilitzaria una [[vela solar]] per arribar a una òrbita sincronitzada amb Mercuri al voltant del Sol.<ref>{{ cite journal
| last=Leipold | first=M.
| coauthors=Seboldt, W.; Lingner, S.; Borg, E.; Herrmann, A.; Pabsch, A.; Wagner, O.; Bruckner, J.
| title=Mercury sun-synchronous polar orbiter with a solar sail
| year=1996 | month=July | journal=Acta Astronautica
| volume=39 |issue=1 | pages = 143&ndash;151 | doi=10.1016/S0094-5765(96)00131-2 }}</ref>

===Mariner 10===
{{main|Mariner 10}}
[[Image:Mariner10.jpg|left|thumb|Parts de la Mariner 10.]]
La primera nau espacial en arribar a Mercuri va ser la [[Mariner 10]] de la [[NASA]] (1974–75).<ref name="Dunne" /> La nau va utilitzar la gravetat de [[Venus (planeta)|Venus]] per ajustar la seva velocitat orbital de manera que pogués arribar a Mercuri, sent la primera nau en utilitzar aquesta [[Assistència gravitatòria|assistència gravitatòria]] i la primera nau de la NASA en visitar més d'un planeta.<ref name="DunneCh4" /> La Mariner&nbsp;10 va fer les primeres imatges en primer pla de la superfície de Mercuri, que immediatament van mostrar els seus cràters, i també va revelar moltes altres característiques geològiques, com les escarpes gegants que després s'han atribuït a l'efecte de la lleugera contracció del planeta causada pel refredament del seu nucli de ferro<ref>{{cite web
| month=October | year=1976 | first=Tony | last=Phillips
| url=http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/20oct_transitofmercury.html
| title=NASA 2006 Transit of Mercury | work=SP-423 Atlas of Mercury
| publisher=NASA | accessdate=2008-04-07 }}</ref> Desafortunadament, degut a la longitud del [[període orbital]] de la Mariner 10, la mateixa cara del planeta estava il·luminada durant cadascuna de les passades que va fer la Mariner 10. Això va fer que no fos possible l'observació de les dues cares,<ref>{{cite web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/category/index.cfm?fcategoryid=4586|title=BepiColumbo - Background Science|publisher=European Space Agency|accessdate=2008-05-30}}</ref> i va resultar en el mapa el 45% de la superfície del planeta.<ref name="USATMessenger">{{cite news|url=http://www.usatoday.com/tech/news/2004-08-16-mercury-may-shrink_x.htm|title=MESSENGER to test theory of shrinking Mercury|publisher=USA Today|author=Tariq Malik|date=[[August 16]], [[2004]] |accessdate=2008-05-23}}</ref>

El [[27 de març]] de [[1974]], dos dies abans de la primera sobrevolada damunt de Mercuri, els instruments de la Mariner 10 van començar a enregistrar moltes imprevistes radiacions [[llum ultraviolada|ultraviolades]] a prop de Mercuri. Això va dirigir la temptativa identificació de la lluna de Mercuri. Poc després, es va identificar que la llum ultraviolada de l'estrella [[31 Crateris]], i la lluna de Mercuri va passar als llibres d'astronomia com a curiositat.

La nau va fer tres sobrevolades a prop de Mercuri, la més propera de les quals va arribar a 327&nbsp;km de la superfície.<ref name="AtlasM10">{{cite book|url=http://history.nasa.gov/SP-423/sp423.htm|title=Atlas of Mercury|publisher=[[NASA]] Office of Space Sciences|author=Merton E. Davies, et al|year=1978|chapter=Mariner&nbsp;10 Mission and Spacecraft|chapterurl=http://history.nasa.gov/SP-423/mariner.htm|accessdate=2008-05-30}}</ref>
A la primera de les tres, els instruments van detectar un [[#Camp magnètic i magnetosfera|camp magnètic]], una sorpresa pels geòlegs planetaris—la rotació de Mercuri es creia que era molt més lenta, per generar un significatiu [[efecte dinamo]]. El segon intent va ser principalment utilitzat per fer fotografies, però al tercer es va obtenir extensa informació sobre el camp magnètic. La informació va revelar que el camp magnètic del planeta és semblant al de la terra, que desvia el [[vent solar]] al voltant del planeta. Tanmateix, l'origen del camp magnètic de Mercuri encara té diverses teories.<ref name="Ness1">{{ cite journal | last = Ness| first = Norman F. | year = 1978| month = March|title=Mercury - Magnetic field and interior| journal = Space Science Reviews | volume = 21| pages = 527–553| bibcode = 1978SSRv...21..527N | url = http://adsabs.harvard.edu/full/1978SSRv...21..527N| accessdate = 2008-05-23|doi=10.1007/BF00240907}}</ref>

Pocs dies després de la seva sobrevolada a prop de Mercuri final, la Mariner 10 es va quedar sense combustible. Com que l'òrbita no hauria pogut ser controlada acuradament, els controladors de la missió van ordenar que s'apagués el [[24 de març]] de [[1975]].<ref name="DunneCh8">{{cite book|title=The Voyage of Mariner&nbsp;10 — Mission to Venus and Mercury|author=Dunne, J. A. and Burgess, E.|chapterurl=http://history.nasa.gov/SP-424/ch8.htm|publisher=NASA History Office|year=1978|chapter=Chapter Eight|url=http://history.nasa.gov/SP-424/}}</ref> Es creu que la Mariner&nbsp;10 encara està orbitant al voltant del Sol, apropant-se a Mercuri cada uns quants mesos.<ref>{{cite web
| date=[[April 2]], [[2008]] | first=Ed | last=Grayzeck
| url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraftDisplay.do?id=1973-085A
| title=Mariner&nbsp;10 | work=NSSDC Master Catalog
| publisher=NASA | accessdate=2008-04-07 }}</ref>


==Vegeu també==
==Vegeu també==

Revisió del 17:04, 30 nov 2008

Mercuri
Fitxer:Planeta mercuri.jpg
Mosaic d'imatges de Mercuri.
Vist per la Mariner 10 des de 78.000 km.
Característiques orbitals[1]
Semieix major 0,387 UA
57,91·106 km
Periheli 0,307 UA
46,00·106 km
Afeli 0,467 UA
69,82·106 km
Excentricitat 0,2056[2]
Període orbital sideral 87,969 dies
Període sinòdic 115,88 dies[2]
Velocitat orbital mitjana 47,87 km/s[2]
Inclinació 7,00°
Període de rotació 1.407,6 hores
Obliqüitat 0,01°
Nombre de satèl·lits 0
Sistema d'anells No
Característiques físiques
Diàmetre equatorial 4.879,4 km
Radi mitjà 2439.7 ± 1.0 km[3][4]
0.3829 Terres
Massa 0,3302·1024 kg
Volum 6.08·1010 km³
Densitat mitjana 5.427 kg/m3
Gravetat superficial (eq.) 3,70 m/s2
Velocitat d'escapament 4,3 km/s
Albedo 0,106
Característiques atmosfèriques
Pressió atmosfèrica ~10-15 bars
Temperatura mitjana
mín. mitj. màx.
90 K
-183ºC 		440 K
167ºC 		725 K
452ºC
Composició de l'atmosfera[2]
Oxigen 42%
Sodi 29%
Hidrogen 22%
Heli 6%
Potassi 0,5%
Argó

Diòxid de carboni
Vapor d'aigua
Nitrogen
Xenó
Criptó
Neó

 Traces

Mercuri és el planeta més proper al Sol i el més petit del Sistema Solar,[5] donant una volta al Sol cada 88 dies. Mercuri és brillant quan es mira des de la Terra.

Mercuri és similar en aparença a la Lluna: té molts impactes de cràters, no té cap satèl·lit natural i gairebé no té atmosfera. Tanmateix, al contrari que la lluna, té un nucli de ferro que genera un camp magnètic més om menys un 1% tant fort com el de la Terra.[6] És un planeta excepcionalment dens a causa de la gran mida del seu nucli. Les temperatures de la superfície varien entre els 90 als 700 graus kelvin (−183 als 427 Cº).[7]

Observacions enregistrades de Mercuri daten a com a mínim el primer mil·leni abans de Crist. Abans del s. 4 a.C., astrònoms grecs creien que el planeta eren dos objectes separats: un visible a l'alba, que anomenaven Apollo; l'altre, visible només a la posta, que anomenaven Hermes.[8] El nom català pel planeta ve dels romans, que el van anomenar després del déu Mercuri. El símbol astronòmic per Mercuri és una versió estilitzada del caduceu d'Hermes.[9]

Introducció històrica

Mercuri és conegut almenys des de fa 5.000 anys. Els sumeris (III mil·lenni aC) l'anomenaven Ubu-idim-gud-ud. Però, que se sàpiga, els primers en realitzar observacions detallades van ser els babilonis que l'anomenaven gu-ad o gu-utu. Amb anterioritat al segle V aC, els grecs creien que eren dos cossos diferents i li van donar dos noms: Apol·lo, quan era visible en el cel del matí, i Hermes, quan apareixia al capvespre. Va ser Pitàgores el primer a suggerir que, en realitat, es tractava d'un únic cos que es feia visible en dos moments diferents del dia. Heràclit es va avançar al seu temps creient que Mercuri i Venus orbitaven el Sol, i no la Terra com es pensava aleshores.

El 1631, Pierre Gassendi, que va observar el trànsit de Mercuri predit per Johannes Kepler, va ser la primera persona en observar el trànsit d'un planeta per davant del Sol. El 1639, Giovanni Zupi, utilitzant un telescopi, va descobrir que el planeta tenia fases orbitals similars a les de Venus i a les de la Lluna. Aquesta observació va demostrar de forma concloent que Mercuri orbitava al voltant del Sol.

Estructura interna

Mercuri és un dels quatre planetes tel·lúrics del Sistema Solar, i per tant és un cos rocós com la Terra. És el planeta més petit del Sistema Solar, amb un radi equatorial de 2439.7 km.[2] Mercuri és fins i tot més petit (tot i que té més massa) que els satèl·lits naturals més grans del Sistema Solar, Ganimedes i Tità. Mercuri està compost en un 70% de material metàl·lic i en un 30% de silicats.[10] La densitat de Mercuri és la segona més alta del Sistema Solar amb 5.427 g/cm³, poc menys que la densitat de la Terra de 5.515 g/cm³.[2] Si es descomptés l'efecte de la compressió gravitatòria, els materials de què està fet Mercuri serien més densos, amb una densitat descomprimida de 5.3 g/cm³ en front dels 4.4 g/cm³ de la Terra.[11]

1. Escorça—100–300 km d'amplada
2. Mantell—600 km d'amplada
3. Nucli—1,800 km de radi

La densitat de Mercuri es pot fer servir per inferir-ne detalls de la seva estructura interna. Mentre que l'alta densitat de la Terra és resultat en bona part de la compressió gravitatòria, sobretot al nucli, Mercuri és molt més petit i les seves regions internes no estan ni molt menys tan comprimides. Per tant, per tenir una densitat tan alta, el seu nucli ha de ser gros, i ric en ferro.[12] Els geòlegs estimen que el nucli de Mercuri ocupa al voltant del 42% del seu volum; per la Terra, aquesta proporció és del 17%. Investigacions recents indiquen que Mercuri té un nucli fos.[13][14]

Al voltant del nucli hi ha un mantell de 600 km format per silicats.[15] Alguns astrònoms han postul·lat que, poc després de la formació de Mercuri, un impacte gegant amb un cos de centenars de quilòmetres de llargada va endur-se bona part del material original del mantell del planeta, tenint com a resultat el mantell relativament prim en comparació amb un nucli tan gran.[16]

Amb informació de la missió Mariner 10 i observacions des de la Terra, es creu que l'escorça de Mercuri fa uns 100−300 km de gruix.[17] Una característica distintiva de la superfície de Mercuri és la presència de moltes crestes estretes, algunes de les quals s'estenen durant uns quants cents de quilòmetres. Es creu que es van formar quan el nucli el mantell de Mercuri es van refredar i contraure en un moment en què l'escorça ja s'havia solidificat.[18]

El nucli de Mercuri té un contingut de ferro més elevat que qualsevol altre planeta principal del Sistema Solar, i s'han proposat diferents teories per explicar-ho. La més acceptada és que Mercuri tenia originalment una proporció entre metalls i silicats similar als meteorits condrites, que es creu que són típics de la matèria rocosa del Sistema Solar, i una massa aproximadament 2.25 vegades l'actual.[16] No obstant, al principi de la història del Sistema Solar, pot ser que Mercuri rebés un impacte d'un planetesimal d'una massa aproximada de 1/6 l'original de Mercuri.[16] L'impacte hauria esberlat una bona part de l'escorça original i el mantell, deixant el nucli més gran en comparació.[16] Un procés similar s'ha proposat per explicar la Lluna de la Terra.[16]

Una teoria alternativa explica que Mercuri es pot haver format a partir de la nebulosa solar abans que s'estabilitzés l'emissió d'energia del Sol. El planeta tenia al principi el doble de la seva massa actual, però a mesura que el Sol primitiu es contreia, les temperatures a prop de Mercuri podien haver estat entre 2 500 i 3 500 K, i possiblement fins a 10 000 K.[19] Bona part de la superfície rocosa de Mercuri es podria haver vaporitzat a aquestes temperatures, formant una atmosfera de "vapor de roca", que el vent solar es podria haver endut.[19]

Una tercera hipòtesi proposa que la nebulosa solar causava resistència aerodinàmica a les partícules a partir de les quals Mercuri creixia per acreció, cosa que significava que les partícules més lleugeres es perdessin del material d'acreció.[20] Cadascuna d'aquestes tres hipòtesis prediu una composició de la superfície diferent, i hi ha dues missions espacials en curs cap a Mercuri, MESSENGER i BepiColombo, amb l'objectiu de fer-hi observacions per verificar-les.[21][22]

Geologia

Article principal: Geologia de Mercuri

La geologia de Mercuri és la menys coneguda dels planetes interiors del Sistema Solar. Les raons d'això inclouen tant la proximitat de Mercuri al Sol (i els seus conseqüents perills per a les sondes espacials) com pel fet que la durada del cicle dia-nit (moviment de rotació) a Mercuri és de 58 dies terrestres. Això darrer va fer que l'única sonda espacial que el visités tres vegades (el Mariner 10 de la NASA durant els anys 1974 i 1975) només pogués observar el costat il·luminat pel Sol en cada visita. Es preveu que la sonda MESSENGER (llançada l'agost del 2004) augmenti bastant el nostre coneixement sobre aquest planeta quan es posi en òrbita al seu voltant el març de 2011.

La sonda espacial Mariner 10.

Història geològica

De la mateixa manera que la Terra, la Lluna i Mart, la història geològica de Mercuri es divideix en eres. Per ordre d'antiguitat són el Pretolstoià, el Tolstoià, el Calorià, el Mansurià i el Kuiperià.[23][24]

Després que Mercuri es formés fa més de 4 mil milions d'anys va rebre un bombardeig de cometes i asteroides que va finalitzar fa 3.800 milions d'anys. Durant aquest període d'intensa craterització, la superfície va registrar molts impactes. Alguns d'aquests, com el que va formar la Conca de Caloris, van ésser omplerts pel material magmàtic del planeta, formant-se planícies suaus com les que hi ha a la Lluna.[25] Una vegada que el planeta es va refredar i es va contreure, s'hi van produir esquerdes a la seua superfície que es van superposar a altres estructures ja presents com ara els cràters i les planícies, la qual cosa fa palès que les esquerdes són més recents. El període de vulcanisme a Mercuri va acabar quan la compressió del mantell es va ajustar prou com per evitar l'eixida de la lava a la superfície. Probablement açò va passar en un període que s'ubica entre els primers 700 o 800 milions d'anys de la seua història.

Des de llavors només s'hi han succeït impactes de cometes i asteroides aïllats.

Conca de Caloris

Característiques generals de la superfície

El 60% de la superfície de Mercuri és composta per cràters i, a més, hi són distribuïts uniformement. El fet que la superfície presenti una abundant quantitat de cràters es deu al fet que Mercuri té una atmosfera molt feble, la qual cosa permet l'entrada dels meteoroides sense ésser desintegrats (Mercuri ha anat acumulant impactes des de la seua creació fa més de 4 mil milions d'anys). Per aquesta raó, tant la seua superfície com la de la Lluna i Mart testifiquen un registre d'impactes que són importants per a la determinació de la durada d'aquest període de craterització, el qual va ser molt intens fins fa 3 mil milions d'anys.

A més dels cràters de diàmetres que van des de centenars de metres fins a centenars de km, n'existeixen altres de mida descomunals com és el cas del cràter Caloris que té un diàmetre de 1.300 km i que és la major estructura geològica de la superfície de Mercuri. L'impacte que el va produir va ésser tan violent que va produir la sortida de lava del mantell i va crear un anell concèntric al voltant del cràter amb alçàries que arriben als 2 km. A més, també se li atribueixen les fractures i escarpes en el costat oposat del planeta.[26] Aquest tipus de cràters (els quals van ésser omplerts pel material magmàtic) en la geologia lunar reben el nom de mars lunars.

Formació d'un cràter d'impacte.

Els cràters de Mercuri presenten les característiques típiques d'un impacte: el material ejectat forma dipòsits al voltant del cràter, de vegades en forma de prolongacions lineals que se les coneix com a radis o raigs, la lluminositat dels quals és més intensa per ésser un terreny més jove que la superfície circumdant.[25] S'hi han observat altres escarpes que travessen la superfície del planeta tant a les zones llises com en les crateritzades. La seua presència s'atribueix al refredament que va experimentar Mercuri des de la seua formació, la qual cosa va encongir la superfície mercuriana provocant un reacomodament de l'escorça planetària.

Origen del gel

L'existència de cràters amb ombra permanent no és una característica única de Mercuri: a la mateixa Lluna s'han identificat, al seu pol nord, un enorme cràter -conca d'Aitken- amb la possibilitat que existeixi gel. Aquest gel a la Lluna, com a Mercuri, és atribuït a fonts externes. En el cas de la Lluna es creu que va ser dipositat per cometes, mentre que a Mercuri s'atribueix a meteorits. Com es considera provada l'existència d'aigua en alguns meteorits, aquests el podrien haver dipositat en cràters amb ombra permanent i així provocar la seua conservació per milions i, fins i tot, milers de milions d'anys.

Una altra hipòtesi, sense ésser confirmada, és que a Mercuri es produiria un fluix important d'aigua des del seu interior. Tampoc no s'ha comprovat l'existència d'algun mecanisme que causi la pèrdua de gel a la superfície com la fotodissosiació, l'erosió deguda al vent solar i el xoc amb micrometeorits.

El comportament del gel en altres cossos celestes té les seues peculiaritats. En primer lloc, les elevades temperatures de la superfície de Mercuri (que ronden els 420ºC) sumades al buit de l'espai exterior (l'atmosfera de Mercuri és gairebé imperceptible) i els raigs solars contribuirien a què el gel se sublimés i escapés a l'espai. De tota manera, això no es creu que succeeix amb el gel a Mercuri perquè la ubicació del gel a altes latituds fa que la temperatura sigui baixa: dins dels cràters, on no arriba la llum solar, les temperatures cauen fins als -171ºC i a les planes polars la temperatura no ultrapassa els 106ºC.

L'existència de gel a Mercuri no ha estat corroborada i simplement es tracta d'especulació científica provocada per les observacions d'alta reflectivitat de radar i la coincidència amb la ubicació de grans cràters a les zones polars. Cal dir, però, que aquesta reflexió anòmala podria deure's també a l'existència de sulfats metàl·lics o d'altres materials amb la mateixa capacitat de reflexió.

Atmosfera

L'existència d'una atmosfera en un planeta té una gran importància per a la geologia ja que els processos erosius del vent, els canvis de temperatura, humitat, etc. contribueixen a la modificació del terreny i al deteriorament dels materials.

L'atmosfera de Mercuri es va dissipar breument després de la seua formació fa més de 4 mil milions d'anys. A més de la seua baixa gravetat, la causa principal de la seua desaparició va ésser el vent solar. Tanmateix, encara té els romanents d'una molt tènue atmosfera de 10-15 bar (gairebé inexistent). L'existència d'una atmosfera permetria mantindre una temperatura més o menys estable malgrat les variacions de lluminositat entre el dia i la nit (les fluctuacions als cossos sense atmosferes o amb atmosferes molt febles són intenses). Per exemple, a Mercuri la temperatura superficial durant el dia és de 420ºC mentre que durant la nit cau fins als -180ºC. A causa dels bruscos canvis de temperatura, el tipus d'interacció sobre la superfície estaria relacionada amb l'agitació tèrmica produïda sobre els materials.

Condicions de la superfície i "atmosfera" (exosfera)

La temperatura mitjana de la superfície de Mercuri és de 442,5 K,[2] però s'estén dels 100 als 700 K,[27] degut a l'absència d'atmosfera. A la cara fosca del planeta, les temperatures són d'uns 110 K.[28] La intensitat de la llum solar a la superfície de Mercuri és d'entre 4,59 i 10,61 vegades més gran que la constant solar (1370Wm−2).[29]

Imatge per radar del pol Nord de Mercuri.

Malgrat les generalment extremes temperatures de la seva superfície, les observacions suggereixen que pot existir gel a Mercuri. El fons d'alguns profunds cràters mai no està exposat a la llum del sol, i allà les temperatures estan molt lluny de la mitjana global del planeta. El gel d'aigua es reflecteix al radar, i observacions pel telescopi Goldstone de 70 metres i el VLA a principis de la dècada del 1990 van revelar que hi ha taques d'alta reflexió al radar a prop dels pols.[30] Encara que el gel no és l'única causa possible d'aquestes zones reflectives, els astrònoms creuen que és la més possible.[31]

Es creu que les regions de gel cobreixen una fondària d'uns pocs metres, i contenen uns 1014–1015 kg de gel.[32] En comparació, la placa de gel antàrtica de la Terra té una massa d'aproximadament 4×1018 kg, i el pol Sud de Mart conté uns 1016 kg d'aigua.[32] L'origen del gel a Mercuri encara és desconegut, però les dues teories més raonables són de l'expulsió de gasos de l'interior del planeta o la deposició per impactes de cometes.[32]

Comparació de les mides dels planetes terrestres (d'esquerra a dreta): Mercuri, Venus, Terra i Mart.

Mercuri és massa petit perquè la seva gravetat pugui retenir cap atmosfera significativa durant llargs períodes de temps; tanmateix, té una "tènue exosfera limitada a la superfície"[33] que conté hidrogen, heli, oxigen, sodi, calci i potassi. Aquesta exosfera no és estable—els àtoms es perden i es reposen contínuament a partir de diverses fonts. L'hidrogen i l'heli probablement vénen del vent solar, difonent-se per la magnetosfera de Mercuri abans de retornar cap a l'espai. La descomposició radioactiva d'elements de l'escorça de Mercuri és una altra font d'heli, així com de sodi i potassi. El vapor d'aigua hi és present, portat cap a Mercuri per alguna combinació de processos com ara: cometes que colpegen la superfície, polvorització que "crea aigua d'on no n'hi havia a partir dels ingredients del vent solar i les roques de Mercuri" (tots dos contenen hidrogen i oxigen), i "basses d'aigua gelada en petites àrees polars de Mercuri on les condicions topogràfiques locals poden crear zones obagues permanents en parets de cràters que podrien anar atrapant aigua al llarg de tota la vida del Sistema Solar". MESSENGER va trobar altes proporcions de calci, heli, hidròxid, magnesi, oxigen, potassi, silici, sodi i aigua. La detecció de molts ions relacionats amb l'aigua com O+, OH-, and H2O+ va ser una sorpresa.[34][35] Degut a les quantitats d' aquests ions detectades a l'entorn espacial pròxim a Mercuri, els científics creuen que van ser arrencades de la superfície o exosfera pel vent solar.[36]

El sodi i el potassi es van descobrir a l'atmosfera durant els anys 80, i es creu que són principalment el resultat de la vaporització de roques superficials que han rebut impactes de micrometeorits. Degut a la capacitat de difondre la llum del sol d'aquests materials, les observacions des de la Terra poden detectar-ne la seva composició a l'atmosfera. Hi ha estudis que indiquen que, de vegades, les emissions de sodi es localitzen en punts que corresponen als dipols magnètics del planeta. Això indicaria alguna interacció entre la magnetosfera i la superfície del planeta.[37]

Camp magnètic i magnetosfera

Gràfic mostrant la força del camp magnètic de Mercuri.

Malgrat la seva petita mida i la seva lenta rotació de 59 dies, Mercuri té un important camp magnètic. Segons informació de la Mariner 10, és un 1,1% tan fort com el de la Terra. La força del camp magnètic a l'equador de Mercuri és d'uns 300 nT.[38][39] Com la Terra, el camp magnètic de Mercuri és dipolar a la natura.[37] Al contrari que a la Terra, els pols de Mercuri estan gairebé alineats amb l'eix de gir del planeta.[40] Mesures de la Mariner 10 i MESSENGER han indicat que la força i la forma del camp magnètic són estables.[40]

És probable que aquest camp magnètic sigui generat per mitjà d'un efecte dinamo, de manera semblant a la del camp magnètic de la Terra.[41][42] Aquest efecte dinamo seria el resultat de la circulació del nucli líquid, ric en ferro, del planeta. Els efectes de les fortes marees provocades per l'elevada excentricitat orbital servirien per mantenir el nucli en l'estat líquid necessari per a aquest efecte dinamo.[43]

El camp magnètic de Mercuri és prou fort per desviar el vent solar al voltant del planeta, creant una magnetosfera. La magnetosfera del planeta, encara prou petita per cabre dins de la Terra,[37] és prou forta per atrapar el plasma del vent solar. Això contribueix al desgast de la superfície del planeta.[40] Observacions de la Mariner 10 van detectar aquest plasma de baixa energia a la magnetosfera de la part fosca del planeta. S'han detectat ràfegues de partícules energètiques a la cua magnètica del planeta, la qual cosa indica una qualitat dinàmica de la magnetosfera del planeta.[37]

Òrbita i rotació

L'òrbita de Mercuri (en groc).

Mercuri té la excentricitat orbital més gran del Sistema Solar; la seva excentricitat és de 0.21 amb la seva distància del Sol entre 46 i 70 milions de quilòmetres. Tarda 88 dies a completar una òrbita.

El diagrama a l'esquerra mostra els efectes de la seva excentricitat, mostrant l'òrbita de Mercuri comparada amb una òrbita circular tenint el mateix semieix major. La velocitat més alta del planeta quan és a prop del periheli es veu clarament per la major distància que recorre en cada interval de 5 dies. La mida de les esferes, inversament proporcional a la seva distància del Sol, es fa servir per diferenciar la distància heliocèntrica. Aquesta distància que varia amb el Sol, combinada amb una ressonància rotació−òrbita de 3:2 de la rotació sobre el seu eix, provocant així les variacions de la temperatura de la superfície.[10]

L'òrbita de Mercuri és inclinada 7º a l'òrbita plana de la Terra (l'elíptica), com es mostra al diagrama de la dreta. Com a resultat, els trànsits de Mercuri a través de la cara del Sol només poden ocórrer quan el planeta està travessant el pla de l'elíptica al mateix temps que està entre la Terra i el Sol. Això passa cada uns set anys de mitjana.[44]

L'òrbita de Mercuri vista des del mode ascendent (a baix) i de 10º (a dalt).

Funcionalment, la inclinació axial de Mercuri no existeix,[45][46] amb mesures tan baixes com de 0.027°.[47] Això és significament més petit que de Júpiter, que té la segona inclinació axial de tots els planetes amb 3,1 graus.

En certs punts de la superfície de Mercuri, un observador podria veure la sortida de mig sol, i després recular i pondre's abans de tornar a sortir, tot dins del mateix dia mercurià. Això és degut que, aproximadament quatre dies abans del periheli, la velocitat orbital angular de Mercuri és exactament igual a la seva velocitat de rotació de manera que el moviment aparent del Sol s'atura; al periheli, la velocitat angular orbital de Mercuri sobrepassa la velocitat rotacional angular. Així, el Sol sembla que fa un moviment retrògrad. Quatre dies després del periheli, es recupera el moviment aparent normal del Sol en aquests punts.[10]

Avanç del periheli

Durant el segle XIX, el matemàtic francès Le Verrier va observar que la lentitud de la precessió de l'òrbita de Mercuri al voltant del Sol no es podia explicar completament per la mecànica clàssica i les pertorbacions dels planetes coneguts. Va proposar que podia existir un altre planeta en una òrbita encara més pròxima al Sol per explicar aquesta pertorbació. D'altres explicacions que es van considerar incloïen un lleuger aplanament del Sol). L'èxit en la cerca de Neptú basant-se en les seves pertorbacions de l'òrbita d'Urà va induir els astrònoms a donar molt crèdit a aquesta explicació, i fins i tot es va posar nom al planeta hipotètic, Vulcà. No obstant, no es va trobar mai aquest planeta.[48]

A principis del segle XX, la Teoria General de la Relativitat d'Albert Einstein va donar l'explicació de la precessió observada. Aquest efecte és molt petit: l'excés relativista d'avanç del periheli de Mercuri és només de 42,98 segons d'arc per segle, i per tant calen poc més de dotze milions d'òrbites per una volta sencera de més. Hi ha efectes semblants, però molt més petits, per d'altres planetes: 8,62 segons d'arc per a Venus, 3,84 per a la Terra, 1,35 per a Mart, i 10,05 per 1566 Icarus.[49][50]

Després d'una òrbita, Mercuri ha rotat 1,5 cops, doncs després de dues òrbites completes el mateix hemisferi és de nou il·luminat.

Ressonància rotació−òrbita

Durant molts anys, es creia que Mercuri tenia un acoblament de marea síncron amb el Sol, rotant un cop per cada òrbita i mantenint la mateixa cara en direcció al Sol en tot moment, de la mateixa manera que la Lluna ho fa amb la Terra. Tanmateix, observacions per radar el 1965 van demostrar que el planeta té una ressonància rotació−òrbita de 3:2, rotant tres cops per cada dues revolucions al voltant del Sol; l'excentricitat de l'òrbita de Mercuri estabilitza aquesta ressonància−al periheli, quan la marea solar és màxima, el Sol està gairebé quiet al cel de Mercuri.[51]

La raó original perquè els astrònoms pensaven que estava acoblat síncronament era que cada vegada que Mercuri estava en la posició òptima d'observació, era sempre gairebé al mateix punt en la seva ressonància 3:2, per tant mostrant la mateixa cara. Això és degut al fet que, casualment, el període de rotació de Mercuri és gairebé exactament la meitat del seu període sinòdic respecte la Terra. Degut a la ressonància rotació-òrbita 3:2, un dia solar (la durada entre dos trànsits pel meridià del Sol) dura al voltant de 176 dies terrestres.[10] Un dia sideral (el període de rotació) dura uns 58,7 dies terrestres.[10]

Simulacions orbitals indiquen que aquesta excentricitat de l'òrbita de Mercuri varia caòticament de 0 (circular) a 0,47 milions d'anys.[10] Això està pensat per explicar la ressonància rotació−òrbita 3:2 de mercuri (més gran que la més normal 1:1), des de que aquest estat sorgeix durant un període d'alta excentricitat.[52]

Observació

La magnitud aparent de Mercuri varia entre −2.0—més brillant que Sírius—i 5.5.[53] Malgrat la seva brillantor, l'observació de Mercuri és complicada degut a la seva proximitat amb el Sol. Mercuri només pot ser observat durant un curt període durant l'alba o la posta. El Telescopi Espacial Hubble no pot observar Mercuri del tot, per precaucions de seguretat que prevenen que apunti massa aprop del Sol.[54]

Com la Lluna, Mercuri té fases vistes des de la Terra, sent "noves" a la conjunció inferior i "completes" a la superior.

La sonda Mariner 10, la primera en visitar el planeta Mercuri.

Exploració de Mercuri

Arribar a Mercuri des de la Terra té dificultats tècniques significatives, ja que el planeta orbita molt més a prop del Sol que ho fa la Terra. Una nau amb destí a Mercuri llançada des de la Terra ha de recórrer uns 91 milions de quilòmetres cap al pou potencial [[gravetat|gravitacional] del Sol. Començant des de la velocitat orbital de la Terra de 30nbsp;km/s, el canvi en la velocitat (delta-v) que la nau ha de fer per entrar en una òrbita de transferència de Hohmann que passi a prop de Mercuri és gran comparat amb altres missions planetàries.[55]

L'energia potencial alliberada per baixar pel pou de potencial del Sol es converteix en energia cinètica; necessitant una altre gran canvi delta-v per fer una altra cosa que passar ràpidament per Mercuri. In order to land safely or enter a stable orbit the spacecraft must rely entirely on rocket motors since aerobraking is ruled out because the planet has very little atmosphere. Un viatge a Mercuri requereix actualment més combustible de coet que per anar a fora del Sistema Solar completament. Com a resultat, només dues naus han arribat al planeta.[56] Una alternativa proposada utilitzaria una vela solar per arribar a una òrbita sincronitzada amb Mercuri al voltant del Sol.[57]

Mariner 10

Article principal: Mariner 10
Parts de la Mariner 10.

La primera nau espacial en arribar a Mercuri va ser la Mariner 10 de la NASA (1974–75).[8] La nau va utilitzar la gravetat de Venus per ajustar la seva velocitat orbital de manera que pogués arribar a Mercuri, sent la primera nau en utilitzar aquesta assistència gravitatòria i la primera nau de la NASA en visitar més d'un planeta.[55] La Mariner 10 va fer les primeres imatges en primer pla de la superfície de Mercuri, que immediatament van mostrar els seus cràters, i també va revelar moltes altres característiques geològiques, com les escarpes gegants que després s'han atribuït a l'efecte de la lleugera contracció del planeta causada pel refredament del seu nucli de ferro[58] Desafortunadament, degut a la longitud del període orbital de la Mariner 10, la mateixa cara del planeta estava il·luminada durant cadascuna de les passades que va fer la Mariner 10. Això va fer que no fos possible l'observació de les dues cares,[59] i va resultar en el mapa el 45% de la superfície del planeta.[60]

El 27 de març de 1974, dos dies abans de la primera sobrevolada damunt de Mercuri, els instruments de la Mariner 10 van començar a enregistrar moltes imprevistes radiacions ultraviolades a prop de Mercuri. Això va dirigir la temptativa identificació de la lluna de Mercuri. Poc després, es va identificar que la llum ultraviolada de l'estrella 31 Crateris, i la lluna de Mercuri va passar als llibres d'astronomia com a curiositat.

La nau va fer tres sobrevolades a prop de Mercuri, la més propera de les quals va arribar a 327 km de la superfície.[61] A la primera de les tres, els instruments van detectar un camp magnètic, una sorpresa pels geòlegs planetaris—la rotació de Mercuri es creia que era molt més lenta, per generar un significatiu efecte dinamo. El segon intent va ser principalment utilitzat per fer fotografies, però al tercer es va obtenir extensa informació sobre el camp magnètic. La informació va revelar que el camp magnètic del planeta és semblant al de la terra, que desvia el vent solar al voltant del planeta. Tanmateix, l'origen del camp magnètic de Mercuri encara té diverses teories.[62]

Pocs dies després de la seva sobrevolada a prop de Mercuri final, la Mariner 10 es va quedar sense combustible. Com que l'òrbita no hauria pogut ser controlada acuradament, els controladors de la missió van ordenar que s'apagués el 24 de març de 1975.[63] Es creu que la Mariner 10 encara està orbitant al voltant del Sol, apropant-se a Mercuri cada uns quants mesos.[64]

Vegeu també

Referències

  1. ↑ Yeomans, Donald K. «HORIZONS System». NASA JPL, April 7, 2008. [Consulta: 7 abril 2008].
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 «Mercury Fact Sheet». NASA Goddard Space Flight Center, November 30, 2007. [Consulta: 28 maig 2008].
  3. ↑ Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha. «Mercury: Facts & Figures». Solar System Exploration. NASA, February 25, 2008. [Consulta: 7 abril 2008].
  4. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et.al. «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, vol. 90, 2007, pàg. 155–180. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y [Consulta: 28 agost 2007].
  5. ↑ Plutó estava considerat el més petit, però ara està considerat un planeta nan.
  6. ↑ «Mercury magnetic field». C. T. Russell & J. G. Luhmann. [Consulta: 16 març 2007].
  7. ↑ «Background Science». European Space Agency. [Consulta: 23 maig 2008].
  8. ↑ 8,0 8,1 Dunne, J. A. and Burgess, E.. «Chapter One». A: The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. 
  9. ↑ Duncan, John Charles. Astronomy: A Textbook. Harper & Brothers, 1946, p. 125. «The symbol for Mercury represents the Caduceus, a wand with two serpents twined around it, which was carried by the messenger of the gods.» 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 Strom, Robert G.; Sprague, Ann L.. Exploring Mercury: the iron planet. Springer, 2003. ISBN 1852337311. 
  11. ↑ «Mercury». U.S. Geological Survey, May 8, 2003. [Consulta: 26 novembre 2006].
  12. ↑ Lyttleton, R. A. «On the Internal Structures of Mercury and Venus». Astrophysics and Space Science, vol. 5, 1, 1969, pàg. 18. DOI: 10.1007/BF00653933 [Consulta: 16 abril 2008].
  13. ↑ Gold, Lauren «Mercury has molten core, Cornell researcher shows». Chronicle Online. Cornell University, May 3, 2007 [Consulta: 12 maig 2008].
  14. ↑ Finley, Dave «Mercury's Core Molten, Radar Study Shows». National Radio Astronomy Observatory, May 3, 2007 [Consulta: 12 maig 2008].
  15. ↑ Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2nd edition.
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W. «Collisional stripping of Mercury’s mantle». Icarus, vol. 74, 3, 1988, pàg. 516–528. DOI: 10.1016/0019-1035(88)90118-2 [Consulta: 16 abril 2008].
  17. ↑ J.D. Anderson, et al «Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data». Icarus. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, vol. 124, July 10, 1996, pàg. 690. DOI: 10.1006/icar.1996.0242.
  18. ↑ Schenk, P.; Melosh, H. J.; «Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere». Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, vol. 1994, pàg. 1994LPI....25.1203S [Consulta: 3 juny 2008].
  19. ↑ 19,0 19,1 Cameron, A. G. W. «The partial volatilization of Mercury». Icarus, vol. 64, 2, 1985, pàg. 285–294. DOI: 10.1016/0019-1035(85)90091-0.
  20. ↑ Weidenschilling, S. J. «Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury». Icarus, vol. 35, 1, 1987, pàg. 99–111. DOI: 10.1016/0019-1035(78)90064-7 [Consulta: 16 abril 2008].
  21. ↑ Grayzeck, Ed. «MESSENGER Web Site». Johns Hopkins University. [Consulta: 7 abril 2008].
  22. ↑ «BepiColombo». ESA Science & Technology. European Space Agency. [Consulta: 7 abril 2008].
  23. ↑ Map of Mercury (PDF, large image; bilingual)
  24. ↑ Paul Spudis, "The Geological History of Mercury" (PDF)
  25. ↑ 25,0 25,1 P. D. Spudis «The Geological History of Mercury». Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago, 2001, pàg. 100.
  26. ↑ Schultz P.H., Gault D.E. (1975), Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury, The Moon, vol. 12, Feb. 1975, p. 159-177
  27. ↑ Prockter, Louise. Ice in the Solar System. Volume 26. Johns Hopkins APL Technical Digest, 2005. 
  28. ↑ Murdock, T. L.; Ney, E. P. «Mercury: The Dark-Side Temperature». Science, vol. 170, 3957, 1970, pàg. 535–537. DOI: 10.1126/science.170.3957.535. PMID: 17799708 [Consulta: 9 abril 2008].
  29. ↑ John S. Lewis. Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press, 2004, p. 461 [Consulta: 3 juny 2008]. 
  30. ↑ Slade, MA; Butler, BJ; Muhleman, DO «Mercury radar imaging — Evidence for polar ice». Science, vol. 258, 5082, 1992, pàg. 635–640. DOI: 10.1126/science.258.5082.635. PMID: 17748898 [Consulta: 16 abril 2008].
  31. ↑ Williams, David R. «Ice on Mercury». NASA Goddard Space Flight Center, June 2, 2005. [Consulta: 23 maig 2008].
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 Rawlins, K; Moses, JI; Zahnle, KJ «Exogenic Sources of Water for Mercury's Polar Ice». Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 27, 1995, pàg. 1117. Bibcode: 1995DPS....27.2112R.
  33. ↑ Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere Publication: Space Science Reviews, Volume 131, Issue 1-4, pp. 161-186 Publication Date: 08/2007 DOI: 10.1007/s11214-007-9260-9
  34. ↑ Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H.; The Mercury atmosphere, In: Mercury (A89-43751 19-91). University of Arizona Press (1988), pp. 562–612
  35. ↑ Planetary News: Mercury July 3, 2008
  36. ↑ Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of Newswise, Retrieved on July 6, 2008.
  37. ↑ 37,0 37,1 37,2 37,3 Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew. The New Solar System. Cambridge University Press, 1999. ISBN 0521645875. 
  38. ↑ Seeds, Michael A. Astronomy: The Solar System and Beyond. 4th. Brooks Cole, 2004. ISBN 0534421113. 
  39. ↑ Williams, David R. «Planetary Fact Sheets». NASA National Space Science Data Center, January 6, 2005. [Consulta: 10 agost 2006].
  40. ↑ 40,0 40,1 40,2 Staff. «Mercury’s Internal Magnetic Field». NASA, January 30, 2008. [Consulta: 7 abril 2008].
  41. ↑ Gold, Lauren. «Mercury has molten core, Cornell researcher shows». Cornell University, May 3, 2007. [Consulta: 7 abril 2008].
  42. ↑ Christensen, Ulrich R. «A deep dynamo generating Mercury's magnetic field». Nature, vol. 444, 2006, pàg. 1056–1058. DOI: 10.1038/nature05342.
  43. ↑ Spohn, T.; Sohl, F.; Wieczerkowski, K.; Conzelmann, V. «The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo». Planetary and Space Science, vol. 49, 14–15, 2001, pàg. 1561–1570. DOI: 10.1016/S0032-0633(01)00093-9.
  44. ↑ Espenak, Fred. «Transits of Mercury». NASA/Goddard Space Flight Center, April 21, 2005. [Consulta: 20 maig 2008].
  45. ↑ Samantha Harvey. «Weather, Weather, Everywhere?». NASA Jet Propulsion Laboratory, April 24, 2008. [Consulta: 23 maig 2008].
  46. ↑ S. Biswas. Cosmic Perspectives in Space Physics. Springer, 2000, p. 176. 
  47. ↑ Margot, L.J.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; Holin, I. V. «Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core». Science, vol. 316, 2007, pàg. 710–714. DOI: 10.1126/science.1140514. PMID: 17478713.
  48. ↑ Baum, Richard; Sheehan, William. In Search of Planet Vulcan, The Ghost in Newton's Clockwork Machine, 1997. ISBN 0-306-45567-6. 
  49. ↑ Gilvarry, J. J. «Relativity Precession of the Asteroid Icarus» (subscription required). Physical Review, vol. 89, 5, 1953, pàg. 1046. DOI: 10.1103/PhysRev.89.1046 [Consulta: 22 maig 2008].
  50. ↑ Anonymous. «6.2 Anomalous Precession». Reflections on Relativity. MathPages. [Consulta: 22 maig 2008].
  51. ↑ Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. «Theory of Rotation for the Planet Mercury». Science, vol. 150, 3704, 1965, pàg. 1717. DOI: 10.1126/science.150.3704.1717. PMID: 17768871.
  52. ↑ Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques «Mercury’s capture into the 3/2 spin–orbit resonance as a result of its chaotic dynamics». Nature, vol. 429, 2004, pàg. 848–850. DOI: 10.1038/nature02609.
  53. ↑ Espenak, Fred. «Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006». NASA Reference Publication 1349. NASA, July 25, 1996. [Consulta: 23 maig 2008].
  54. ↑ Baumgardner, Jeffrey; Mendillo, Michael; Wilson, Jody K. «A Digital High-Definition Imaging System for Spectral Studies of Extended Planetary Atmospheres. I. Initial Results in White Light Showing Features on the Hemisphere of Mercury Unimaged by Mariner 10». The Astronomical Journal, vol. 119, 2000, pàg. 2458–2464. DOI: 10.1086/301323.
  55. ↑ 55,0 55,1 Dunne, J. A. and Burgess, E.. «Chapter Four». A: The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978 [Consulta: 28 maig 2008]. 
  56. ↑ «Mercury». NASA Jet Propulsion Laboratory, May 5, 2008. [Consulta: 29 maig 2008].
  57. ↑ Leipold, M.; Seboldt, W.; Lingner, S.; Borg, E.; Herrmann, A.; Pabsch, A.; Wagner, O.; Bruckner, J. «Mercury sun-synchronous polar orbiter with a solar sail». Acta Astronautica, vol. 39, 1, July 1996, pàg. 143–151. DOI: 10.1016/S0094-5765(96)00131-2.
  58. ↑ Phillips, Tony. «NASA 2006 Transit of Mercury». SP-423 Atlas of Mercury. NASA, October 1976. [Consulta: 7 abril 2008].
  59. ↑ «BepiColumbo - Background Science». European Space Agency. [Consulta: 30 maig 2008].
  60. ↑ Tariq Malik «MESSENGER to test theory of shrinking Mercury». USA Today, August 16, 2004 [Consulta: 23 maig 2008].
  61. ↑ Merton E. Davies, et al. «Mariner 10 Mission and Spacecraft». A: Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences, 1978 [Consulta: 30 maig 2008]. 
  62. ↑ Ness, Norman F. «Mercury - Magnetic field and interior». Space Science Reviews, vol. 21, March 1978, pàg. 527–553. Bibcode: 1978SSRv...21..527N. DOI: 10.1007/BF00240907 [Consulta: 23 maig 2008].
  63. ↑ Dunne, J. A. and Burgess, E.. «Chapter Eight». A: The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. 
  64. ↑ Grayzeck, Ed. «Mariner 10». NSSDC Master Catalog. NASA, April 2, 2008. [Consulta: 7 abril 2008].
  • Earth Sciences, an Introduction to Physical Geology, d'Edward J. Tarbuck i Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).
  • "Ice on Mercury". El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio ("The Universe, Encyclopedia of Astronomy and the Space"), Editorial Planeta DeAgostini, pp. 141-145. Volum 5. (1997)
  • La Tierra. Una Introducción a la Geología Física, de Edward J. Tarbuck y Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).
  • "Hielo en Mercurio". EL Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio, Editorial Planeta-De Agostini, págs. 141-145. Tomo 5. (1997)
  • Stardate, Guide to the Solar System. Publicación de la University of Texas at Austin McDonald Observatory
  • Our Solar System, A Geologic Snapshot. NASA (NP-157). Mayo de 1992.
  • Dr. David R. Williams. «Ice on Mercury» (en anglès). NASA Goddard Space Flight Center. NASA. [Consulta: 30 novembre 2008].

Enllaços externs

Plantilla:1000 Astronomia

Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD Plantilla:Enllaç AD

Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Mercuri_(planeta)&oldid=2982931»