Mercuri (planeta)

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Mercuri  Símbol astronòmic del mercuri
Mercuri
Imatge acolorida del MESSENGER
Designacions
Adjectiu Mercurial[1][2]
Època J2000
Afeli 69.816.900 km
0,466 697 UA
Periheli 46.001.200 km
0,307 499 UA
Semieix major 57.909.100 km
0,387 098 UA
Excentricitat 0,205 630[4]
Període orbital 87,969 1 dies
(0,240 846 anys)
Període sinòdic 115,88 d[4]
Velocitat orbital mitjana 47,87 km/s[4]
Anomalia mitjana 174,796°
Inclinació 7,005° a eclíptic
3,38° a equador del Sol
6,34°al pla invariable[5]
Longitud del node ascendent 48,331°
Argument del periàpside 29,124°
Satèl·lits Cap
Característiques físiques
Radi mitjà 2.439.7 ± 1.0 km[6][7]
0,3829 terres
Aplatiment < 0,0006[7]
Àrea de superfície 7,48×107 km²
0,108 terres[6]
Volum 6,083×1010 km³
0,054 terres[6]
Massa 3,3022×1023 kg
0,055 terres[6]
Densitat mitjana 5,427 g/cm³[6]
Gravetat a la
superfície equatorial
3,7 m/s²
0,38 g[6]
Velocitat d'escapament 4,25 km/s[6]
Període de rotació sideral 58,646 dies
1407,5 h[6]
Velocitat de rotació equatorial 10,892 km/h (3,026 m/s)
Obliqüitat 2,11′ ± 0.1′[8]
Ascensió recta del pol nord 18 h 44 min 2 s
281,01°[4]
Declinació del pol nord 61,45°[4]
Albedo 0,119 (Bond)
0,106 (geom.)[4]
Temp. de superfície
   0°N, 0°W
   85°N, 0°W
miním mitjana màxim
100 K 340 K 700 K
80 K 200 K 380 K
Magnitud aparent 1,9[4]
Diàmetre angular 4,5" – 13"[4]
Atmosfera
Pressió superficial mínima
Composició 42% oxigen molecular
29,0% sodi
22,0% hidrogen
6,0% heli
0,5% potassi
Quantitats traça d'argó, nitrogen, diòxid de carboni, vapor d'aigua, xenó, criptó i neó[4]

Mercuri és el planeta més proper al Sol i el més petit del Sistema Solar.[9] Dóna una volta al Sol cada 88 dies. Mercuri és brillant quan es veu des de la Terra, amb una magnitud aparent de −2,0 a 5,5, però no es veu fàcilment, ja que la seva separació angular amb el Sol és només de 28,3°. Només es pot veure a l'alba i al crepuscle. Se'n sap relativament poc; la primera missió d'exploració de Mercuri va ser la del Mariner 10 que, entre 1974 i 1975, només va cartografiar aproximadament un 45% de la superfície del planeta. La segona és la sonda MESSENGER, que n'ha cartografiat un altre 30% durant la seva aproximació el 14 de gener de 2008. Va fer un altre sobrevol el 29 de setembre de 2009.[10] Gran part de l'hemisferi no cartografiat per la Mariner 10 s'ha cartografiat amb aquests sobrevols. La sonda va entrar reeixidament en una òrbita el·líptica al voltant del planeta el 18 de març de 2011; la primera imatge orbital de Mercuri es va obtenir el 29 de març de 2011.[11]

Mercuri, en aparença, és similar a la Lluna: té molts impactes de cràters, no té cap satèl·lit natural i gairebé no té atmosfera. Tanmateix, al contrari de la Lluna, té un nucli de ferro que genera un camp magnètic més o menys un 1% tan fort com el de la Terra.[12] És un planeta excepcionalment dens a causa de la gran mida del seu nucli. Les temperatures de la superfície varien entre els 90 i els 700 kèlvins (−183 i 427 °C).[13]

Es coneixen observacions enregistrades de Mercuri des del mil·lenni I aC. Ja abans del segle IV aC, els astrònoms grecs creien que el planeta no era un sinó dos objectes diferenciats: un de visible a l'alba, que anomenaven Apol·lo, i l'altre, visible només a la posta, que anomenaven Hermes.[14] El nom català pel planeta prové dels romans, que el van anomenar així en honor del déu Mercuri. El símbol astronòmic de Mercuri és una versió estilitzada del caduceu d'Hermes.[15]

Introducció històrica[modifica | modifica el codi]

Mercuri és conegut almenys des de fa 5.000 anys. Els sumeris (III mil·lenni aC) l'anomenaven Ubu-idim-gud-ud. Tanmateix,, que se sàpiga, els primers a 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 a 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[modifica | modifica el codi]

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.[4] Tot i que té més massa és, fins i tot, més petit que els satèl·lits naturals més grans del Sistema Solar, com Ganimedes i Tità. Mercuri està compost en un 70% de material metàl·lic i en un 30% de silicats.[16] 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.[4] Si es descomptés l'efecte de la compressió gravitatòria, els materials que componen Mercuri serien més densos, amb una densitat descomprimida de 5.3 g/cm³ força diferent dels 4.4 g/cm³ de la Terra.[17]

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 en bona part és el resultat de la compressió gravitatòria, sobretot al nucli, Mercuri és molt més petit i les seves regions internes no estan ni de bon tros tan comprimides. Per tant, per tenir una densitat tan alta, el seu nucli ha de ser gros i ric en ferro.[18] 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.[19][20]

Al voltant del nucli hi ha un mantell de 600 km format per silicats.[21] 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 una bona part del material original del mantell del planeta, tenint com a resultat un mantell relativament prim en comparació amb un nucli tan gran.[22]

Amb la informació de la missió Mariner 10 i altres observacions realitzades des de la Terra, es calcula que l'escorça de Mercuri fa uns 100−300 km de gruix.[23] Una característica distintiva de la superfície de Mercuri és la presència de moltes crestes estretes, algunes de les quals s'estenen al llarg d'uns quants centenars de quilòmetres. Es creu que es van formar quan el nucli i el mantell de Mercuri es van refredar i contraure, en un moment en què l'escorça ja s'havia solidificat.[24]

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 de 2,25 vegades l'actual.[22] No obstant això, al principi de la història del Sistema Solar, pot ser que Mercuri rebés un impacte d'un planetesimal d'una massa aproximada d'1/6 l'original de Mercuri.[22] L'impacte hauria esberlat una bona part de l'escorça original i el mantell deixant, en comparació, un nucli més gran.[22] Un procés similar s'ha proposat per explicar les característiques de la Lluna de la Terra.[22]

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 arribarien fins als 10 000 K.[25] A aquestes temperatures, una bona part de la superfície rocosa de Mercuri es podria haver vaporitzat, formant una atmosfera de "vapor de roca", que el vent solar es podria haver endut.[25]

Una tercera hipòtesi proposa que la nebulosa solar causava una resistència aerodinàmica a les partícules a partir de les quals Mercuri creixia per acreció, cosa que significava que les partícules més lleugeres es perdien i no formaven part del material d'acreció.[26] 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 i verificar les hipòtesis.[27][28]

La sonda MESSENGER ha trobat nivells de potassi i sofre més alts dels esperats a la superfície, això suggereix que les hipòtesis del gran impacte i de la vaporització de l'escorça i mantell no serien factibles perquè el potassi i el sofre haurien estat expulsats per les extremes temperatures del fenomen. Aquests descobriments afavoreixen la tercera hipòtesi, encara que calen més anàlisis de les dades obtingudes.[29]

Geologia[modifica | modifica el codi]

Article principal: Geologia de Mercuri

Dels planetes interiors del Sistema Solar, la geologia de Mercuri és la menys coneguda. Les raons que ho poden explicar inclouen tant la proximitat de Mercuri al Sol, i els seus conseqüents perills per les sondes espacials, com pel fet que la durada del cicle dia-nit (moviment de rotació) de Mercuri és de 58 dies terrestres. Per aquest motiu la sonda espacial Mariner 10, que en va fer tres visites durant els anys 1974 i 1975, només pogué observar el costat il·luminat pel Sol. Es preveu que la sonda MESSENGER, llançada l'agost del 2004 i que es calcula que es posarà en òrbita al seu voltant el març de 2011, augmenti bastant el nostre coneixement sobre aquest planeta.

Història geològica[modifica | modifica el codi]

Com en el cas de la Terra, de la Lluna i de Mart, la història geològica de Mercuri es divideix en eres. Per ordre d'antiguitat són: Pretolstoià, Tolstoià, Calorià, Mansurià i Kuiperià.[30][31]

Fa més de 4.000 milions d'anys, després de formar-se, Mercuri va rebre un bombardeig de cometes i asteroides, fenomen que va finalitzar fa 3.800 milions d'anys. Durant aquest període d'intensa formació de cràters la superfície va registrar molts impactes. Alguns d'aquests impactes, com el que va donar lloc la Conca de Caloris, van ser omplerts per material magmàtic, formant-se planícies suaus com les que hi ha a la Lluna.[32] Una vegada que el planeta es va refredar i es va contreure, a la superfície es van produir esquerdes que es van superposar a altres estructures ja presents, com ara els cràters i les planures, la qual cosa fa palès que les esquerdes són més recents. El període de vulcanisme 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'han produït impactes aïllats de cometes i asteroides.

Conca de Caloris

Característiques generals de la superfície[modifica | modifica el codi]

El 60% de la superfície de Mercuri es compon de cràters i, a més, hi són distribuïts de manera uniforme. El fet que la superfície presenti tants cràters es deu al fet que Mercuri té una atmosfera molt feble, la qual cosa permet l'entrada dels meteoroides sense ésser desintegrats. Per aquesta raó, tant la seua superfície com la de la Lluna i Mart testifiquen un registre d'impactes que són importants per la determinació de la durada d'aquest període de craterització, que va ser molt intens fins fa uns 3.000 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 al costat oposat del planeta.[33] En la geologia lunar aquest tipus de cràters, que van quedar omplerts pel material magmàtic, 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.[32] S'han pogut observar altres escarpes que travessen la superfície del planeta tant a les zones llises com a 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 mercurial provocant un reacomodament de l'escorça planetària.

Origen del gel[modifica | modifica el codi]

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 420 °C) 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 -171 °C i a les planes polars la temperatura no ultrapassa els 106 °C.

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[modifica | modifica el codi]

L'existència d'una atmosfera en un planeta té una gran importància per la geologia, car 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 420 °C mentre que durant la nit cau fins als -180 °C. 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)[modifica | modifica el codi]

La temperatura mitjana de la superfície de Mercuri és de 442,5 K,[4] però s'estén dels 100 als 700 K,[34] degut a l'absència d'atmosfera. A la cara fosca del planeta, les temperatures són d'uns 110 K.[35] 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).[36]

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.[37] Encara que el gel no és l'única causa possible d'aquestes zones reflectives, els astrònoms creuen que és la més possible.[38]

Es creu que les regions de gel cobreixen una fondària d'uns pocs metres, i contenen uns 1014–1015 kg de gel.[39] 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.[39] 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.[39]

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"[40] 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.[41][42] 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.[43]

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 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.[44]

Camp magnètic i magnetosfera[modifica | modifica el codi]

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.[45][46] Com la Terra, el camp magnètic de Mercuri és de naturalesa dipolar.[44] Al contrari que a la Terra, els pols de Mercuri estan gairebé alineats amb l'eix de gir del planeta.[47] Mesures de la Mariner 10 i MESSENGER han indicat que la força i la forma del camp magnètic són estables.[47]

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.[48][49] Aquest efecte dínamo 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 aquest efecte dínamo.[50]

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,[44] és prou forta per atrapar el plasma del vent solar. Això contribueix al desgast de la superfície del planeta.[47] 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.[44]

Òrbita i rotació[modifica | modifica el codi]

L'òrbita de Mercuri (en groc).

Mercuri té l'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 de 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.[16]

L'òrbita de Mercuri és inclinada 7° 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.[51]

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

Funcionalment, la inclinació axial de Mercuri no existeix,[52][53] amb mesures tan baixes com de 0.027°.[8] 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 mercurial. Això és degut al fet 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.[16]

Avanç del periheli[modifica | modifica el codi]

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. 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 això, no es va trobar mai aquest planeta.[54]

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 altres planetes: 8,62 segons d'arc per Venus, 3,84 per la Terra, 1,35 per Mart, i 10,05 per 1566 Icarus.[55][56]

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

Ressonància rotació−òrbita[modifica | modifica el codi]

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.[57]

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 a causa del 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.[16] Un dia sideral (el període de rotació) dura uns 58,7 dies terrestres.[16]

Simulacions orbitals indiquen que aquesta excentricitat de l'òrbita de Mercuri varia caòticament de 0 (circular) a 0,47 milions d'anys.[16] Això està pensat per explicar la ressonància rotació−òrbita 3:2 de mercuri (més gran que la més normal 1:1), des que aquest estat sorgeix durant un període d'alta excentricitat.[58]

Observació[modifica | modifica el codi]

La magnitud aparent de Mercuri varia entre −2.0—més brillant que Sírius—i 5.5.[59] Malgrat la seva lluentor, 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 mai no pot observar Mercuri, per precaucions de seguretat que eviten que apunti massa a prop del Sol.[60]

Com la Lluna, Mercuri té fases vistes des de la Terra, sent "noves" a la conjunció inferior i "completes" a la superior. El planeta es fa invisible en les dues ocasions pel fet que surt i es pon alhora que el Sol en cada cas. Les fases del primer i últim quart coincideixen amb la màxima elongació est i oest, respectivament, quan la separació entre Mercuri i el Sol és de 17,9° al periheli a 27,8 a l'àpside.[61][62] A la màxima elongació oest, és quan Mercuri surt el màxim de temps abans que el Sol, i la màxima elongació est, és quan Mercuri es pon el màxim de temps després del Sol.[63]

Mercuri ateny la conjunció inferior cada 116 dies en mitjana,[4] però aquest interval pot arribar a ser de 111 dies a 121 dies degut a l'excèntrica òrbita del planeta. Mercury pot acostar-se fins a 77,3 milions de km a la Terra,[4] però actualment no s'acosta més de 82 milions de km a la Terra.[62] El seu període de moviment retrògrad vist des de la Terra pot variar entre 8 i 15 dies a cada banda de la conjunció inferior. Aquest gran marge també és conseqüència de l'alta excentricitat orbital.[16]

Mercuri és més vist a la Terra a l'hemisferi sud que a l'hemisferi nord; això és perquè la seva màxima elongació oest del Sol sempre passa quan és la tardor a l'hemisferi Sud, mentre que la seva màxima elongació est sempre passen quan és final de l'hivern a l'hemisferi Sud.[63]

Estudis de Mercuri[modifica | modifica el codi]

Astrònoms antics[modifica | modifica el codi]

Les observacions més antigues conegudes de Mercuri són les de les taules MUL.APIN. Aquestes observacions les va fer probablement per un astrònom assiri al voltant del segle XIV aC.[64] El nom utilitzat per designar Mercuri en escriptura cuneïforme a les taules MUL.APIN es transcriu com a UDU.IDIM.GU4.UD ("el planeta saltador").[65] Les observacions babilòniques de Mercuri daten del primer mil·lenni abans de Crist. Anomenaven el planeta "Nabu" en honor del missatger dels Déus en la seva mitologia.[66]

Els grecs antics de l'època de Hesíode coneixien el planeta com a Στίλβων (Stilbon), que significa "el que brilla", i Ἑρμάων (Hermaon).[67] Els següents grecs van anomenar el planeta Apol·lo quan era visible al matí i Hermes quan era visible al capvespre. Al voltant del segle IV aC astrònoms grecs van entendre que els dos noms es referien al mateix planeta. Els romans van anomenar el planeta en honor del déu missatger Mercuri (en llatí Mercurius), que igualaven amb el grec Hermes.[14][68]

A l'antiga Xina, Mercuri es coneixia com a Ch'en-Hsing, l'Estrella de les Hores. S'associava amb la direcció Nord i la fase de l'aigua a la Wu Xing.[69] La mitologia hindú utilitzaven el nom Budha per Mercuri, i es creia que aquest Déu presidia els dimecres.[70] El déu Odin (o Woden) de la mitologia germànica també s'associava amb el planeta Mercuri i l'origen del nom anglès per dimecres (Wednesday) és una paraula derivada del dia de Woden.[71] Els maies representaven Mercuri com un mussol (o possiblement quatre; dues pel matí i dues pel capvespre) que servia com a missatger cap al submón.[72]

Recerca amb telescopis terrestres[modifica | modifica el codi]

El trànsit de Mercuri. Mercuri és el petit punt a la part inferior del centre, davant del Sol. L'àrea fosca a l'esquerra del disc solar és una taca solar.

Les primeres observacions de Mercuri amb telescopi van ser fetes per Galileu a principis del segle XVII. Tot i que va observar fases planetàries a Venus, el seu telescopi no era prou potent per veure les fases de Mercuri. El 1631 Pierre Gassendi va fer les primeres observacions d'un trànsit d'un planeta a través del Sol quan va veure el trànsit de Mercuri predit per Johannes Kepler. El 1639 Giovanni Zupi va utilitzar un telescopi per descobrir que el planeta tenia fases orbitals semblants a les de Venus i la Lluna. L'observació va concloure que Mercuri orbitava al voltant del Sol.[16]

Un esdeveniment molt estrany és que un planeta passi per davant d'un altre (ocultació), vist des de la Terra. Mercuri i Venus s'oculten un a l'altre cada uns quants segles, i l'esdeveniment del 28 de maig de 1737 és l'únic observat en tota la història, sent vist per John Bevis a l'observatori Royal Greenwich.[73] La següent ocultació de Mercuri per Venus serà el 3 de desembre de 2133.[74]

Les dificultats inherents en observar Mercuri signifiquen que ha estat menys estudiat que altres planetes. El 1800 Johann Schröter va fer observacions de la superfície, afirmant haver vist muntanyes de més de 20 km d'alçada. Friedrich Bessel va utilitzar els dibuixos de Schröter per estimar, erròniament, el període de rotació de 24 hores i una inclinació axial de 70°.[75] A la dècada del 1880 Giovanni Schiaparelli cartografià el planeta més acuradament, i va suggerir que el període de rotació de Mercuri era de 88 dies, el mateix que el seu període orbital a causa del seu acoblament de marea.[76] Aquest fenomen és conegut com a rotació síncron i també existeix a la Lluna i la Terra. L'esforç de cartografiar la superfície del planeta fou continuat per Eugenios Antoniadi, que va publicar un llibre el 1934 que incloïa els dos mapes i les seves pròpies observacions.[44] Bona part de les característiques de la superfície, particularment les característiques albedo, agafen el nom del mapa d'Antoniadi.[77]

El juny de 1962 científics soviètics de l'institut de radioenginyeria i electrònica de l'acadèmia soviètica de les Ciències dirigits per Vladímir Kotelnikov foren els primers a fer rebotar un senyal de radar a Mercuri i rebre'l, començant les observacions mitjançant radar del planeta.[78][79][80] Tres anys després observacions per radar fetes pels americans Gordon Pettengill i R. Dyce utilitzant el radiotelescopi de 300 metres de l'Observatori d'Arecibo a Puerto Rico van concloure que el període rotacional del planeta era d'uns 59 dies.[81][82]

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

Exploració de Mercuri[modifica | modifica el codi]

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 gravitacional del Sol. Començant des de la velocitat orbital de la Terra de 30 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.[83]

L'energia potencial alliberada per baixar pel pou de potencial del Sol es converteix en energia cinètica; necessitant un altre gran canvi delta-v per fer una altra cosa que passar ràpidament per Mercuri. Per aterrar sense riscs o entrar una òrbita estable, la nau espacial ha de fiar-se només dels coets perquè és impossible de frenar gràcies a l'atmosfera, ja que en té molt poca. 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.[84] Una alternativa proposada utilitzaria una vela solar per arribar a una òrbita sincronitzada amb Mercuri al voltant del Sol.[85]

Mariner 10[modifica | modifica el codi]

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).[14] 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 a utilitzar aquesta assistència gravitatòria i la primera nau de la NASA en visitar més d'un planeta.[83] 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[86] 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,[87] i va resultar en el mapa el 45% de la superfície del planeta.[88]

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.[89] 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.[90]

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.[91] Es creu que la Mariner 10 encara està orbitant al voltant del Sol, apropant-se a Mercuri cada uns quants mesos.[92]

MESSENGER[modifica | modifica el codi]

Article principal: MESSENGER
MESSENGER sent preparada pel llançament.

Una segona missió de la NASA cap a Mercuri, anomenada MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging en anglès), va ser llançada el 3 d'agost de 2004, des del Cape Canaveral Air Force Station amb un coet Boeing Delta 2. Va sobrevolar la Terra l'agost de 2005, i Venus l'octubre de 2006 i el juny del 2007 per tenir una trajectòria correcta per orbitar al voltant de Mercuri.[93] Una primera sobrevolada a Mercuri va tenir lloc el 14 de gener de 2008, i una segona el 6 d'octubre.[11] Va fer un altre sobrevol el 29 de setembre de 2009.[10] Gran part de l'hemisferi no cartografiat per la Mariner 10 s'ha cartografiat amb aquests sobrevols. La sonda va entrar reeixidament en una òrbita el·líptica al voltant del planeta el 18 de març de 2011; la primera imatge orbital de Mercuri es va obtenir el 29 de març de 2011.[11] La sonda va completar la seva missió el 17 de març de 2012 amb el resultat de prop de 100.000 imatges.[94] La sonda MESSENGER ha aconseguit cartografiar el 100% de Mercuri el 6 de març de 2013 i va completar la seva missió el 17 de març de 2013.[95] S'està a l'espera de l'aprovació d'un perllongament d'un any de la seva missió.[95]

La primera fotografia de la part mai vista de Mercuri, feta per la sonda MESSENGER.

La missió ha aportat informació sobre sis temes clau: l'alta densitat de Mercuri, la seva història geològica, la naturalesa del seu camp magnètic, l'estructura del seu nucli, el descobriment de gel d'aigua al seu pol nord,«NASA probe reveals organics, ice on Mercury», 29 de novembre de 2012.(anglès)</ref> fet llargament intuït per les dades obtingudes des de la Terra.[96] i d'on ve la seva tènue atmosfera. Amb aquesta finalitat, la sonda té incorporats dispositius d'imatge que tenen molta més resolució que les imatges de la Mariner 10, diversos espectròmetres per determinar els elements de l'escorça, i magnetòmetres i dispositius per mesurar les velocitats de partícules carregades. Mesures detallades dels petits canvis en la velocitat de la sonda mentre orbita es ha servit per inferir detalls de l'estructura interna del planeta.[27]

BepiColombo[modifica | modifica el codi]

Article principal: BepiColombo

L'Agència Espacial Europea (ESA, per les seves sigles angleses) està planejant una missió conjunta amb Japó anomenada BepiColombo, que orbitarà Mercuri amb dues sondes: una per enregistrar el planeta i una altra per estudiar la magnetosfera.[97] Un coet rus Soyuz llançarà un contenidor amb les dues sondes el 2013 des del Centre Espacial de Guiana de l'ESA per tenir més avantatge per la posició equatorial.[97] Així com la MESSENGER, la BepiColombo farà passades properes a altres planetes de camí cap a Mercuri per obtenir impulsos gravitacionals, i modificar la seva òrbita; passarà per la Lluna i Venus i fent unes quantes aproximacions a Mercuri abans d'entrar en òrbita.[97] Es farà servir una combinació de motors químics i iònics, aquest últim donant força contínuament durant intervals llargs.[98][97] La nau arribarà a Mercuri el 2019.[98] La sonda amb el magnetòmetre es farà amb una òrbita el·líptica, després els coets químics llançaran la sonda cartogràfica en una òrbita circular. Les dues sondes orbitaran durant un any terrestre.[97]

La sonda cartogràfica també carregarà espectròmetres similars a la sonda MESSENGER, i estudiarà el planeta des de diferents longituds d'ona incloent-hi infraroigs, ultraviolat, raigs X i raigs gamma. A part d'estudiar intensivament el planeta, els controladors de la missió també esperen utilitzar la proximitat al Sol de la sonda per provar les prediccions de la Teoria de la Relativitat General.[99]

La missió s'anomena així en honor de Giuseppe (Bepi) Colombo, el primer científic a determinar la ressonància rotació−òrbita de Mercuri i que també va estar implicat en la planificació de la trajectòria impulsada per gravitació de la Mariner 10 cap al planeta el 1974.[28]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. «mercurial». Diccionari de l'Institut d'Estudis Catalans (en línia). [Consulta: 12-1-2010].
  2. «mercurial». Merriam-Webster Online. [Consulta: 2008-06-12].
  3. Yeomans, Donald K. «HORIZONS System». NASA JPL, 7 d'abril del 2008. [Consulta: 2008-04-07].
  4. 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 4,13 «Mercury Fact Sheet». NASA Goddard Space Flight Center, 30 de novembre, 2007. [Consulta: 2008-05-28].
  5. «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter», 2009-04-03. Arxivat de l'original el 2009-04-20. [Consulta: 2009-04-03]. (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; see also Invariable plane)
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha. «Mercury: Facts & Figures». Solar System Exploration. NASA, 25 de febrer del 2008. [Consulta: 2008-04-07].
  7. 7,0 7,1 Seidelmann, P. Kenneth. «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 90, 2007, pàg. 155–180. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y [Consulta: 28 agost 2007].
  8. 8,0 8,1 Margot, L.J.. «Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core». Science, 316, 2007, pàg. 710–714. DOI: 10.1126/science.1140514. PMID: 17478713.
  9. Plutó era considerat el més petit, però ara està catalogat com un planeta nan.
  10. 10,0 10,1 «MESSENGER Gains Critical Gravity Assist for Mercury Orbital Observations». MESSENGER Mission News, 30 de setembre de 2009. [Consulta: 30-9-2009].
  11. 11,0 11,1 11,2 «Countdown to MESSENGER's Closest Approach with Mercury». Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, 14 de gener de 2008. [Consulta: 30-05-2008].
  12. «Mercury magnetic field». C. T. Russell & J. G. Luhmann. [Consulta: 16-03-2007].
  13. «Background Science». European Space Agency. [Consulta: 23-05-2008].
  14. 14,0 14,1 14,2 Dunne, J. A. and Burgess, E.. «Chapter One». A: The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. 
  15. 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.» 
  16. 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 16,5 16,6 16,7 Strom, Robert G.; Sprague, Ann L.. Exploring Mercury: the iron planet. Springer, 2003. ISBN 1852337311. 
  17. «Mercury». U.S. Geological Survey, 8 de maig de 2003. [Consulta: 28-11-2006].
  18. Lyttleton, R. A.. «On the Internal Structures of Mercury and Venus». Astrophysics and Space Science, 5, 1, 1969, pàg. 18. DOI: 10.1007/BF00653933 [Consulta: 16 abril 2008].
  19. Gold, Lauren. «Mercury has molten core, Cornell researcher shows». Chronicle Online. Cornell University, 03-05-2007 [Consulta: 12 maig 2008].
  20. Finley, Dave. «Mercury's Core Molten, Radar Study Shows». National Radio Astronomy Observatory, 03-05-2007 [Consulta: 12 maig 2008].
  21. Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2a edició.
  22. 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W.. «Collisional stripping of Mercury's mantle». Icarus, 74, 3, 1988, pàg. 516–528. DOI: 10.1016/0019-1035(88)90118-2 [Consulta: 16 abril 2008].
  23. J.D. Anderson, et al. «Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data». Icarus. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 124, 10-07-1996, pàg. 690. DOI: 10.1006/icar.1996.0242.
  24. 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, pàg. 1994LPI....25.1203S [Consulta: 3 juny 2008].
  25. 25,0 25,1 Cameron, A. G. W.. «The partial volatilization of Mercury». Icarus, 64, 2, 1985, pàg. 285–294. DOI: 10.1016/0019-1035(85)90091-0.
  26. Weidenschilling, S. J.. «Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury». Icarus, 35, 1, 1987, pàg. 99–111. DOI: 10.1016/0019-1035(78)90064-7 [Consulta: 16 abril 2008].
  27. 27,0 27,1 Grayzeck, Ed. «MESSENGER Web Site». Johns Hopkins University. [Consulta: 07-04-2008].
  28. 28,0 28,1 «BepiColombo». ESA Science & Technology. European Space Agency. [Consulta: 07-04-2008].
  29. «Messenger shines light on Mercury's formation».(anglès)
  30. Mapa de MercuriNoia 64 mimetypes pdf.pngPDF
  31. Paul Spudis, "The Geological History of Mercury"Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF
  32. 32,0 32,1 P. D. Spudis. «The Geological History of Mercury». Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago, 2001, pàg. 100.
  33. Schultz P.H., Gault D.E. (1975), "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury", The Moon, vol. 12, Feb. 1975, pàg. 159-177
  34. Prockter, Louise. «Ice in the Solar System». Johns Hopkins APL Technical Digest, Vol. 26, num. 2, 2005.
  35. Murdock, T. L.. «Mercury: The Dark-Side Temperature». Science, 170, 3957, 1970, pàg. 535–537. DOI: 10.1126/science.170.3957.535. PMID: 17799708 [Consulta: 9 abril 2008].
  36. John S. Lewis. Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press, 2004, p. 461 [Consulta: 3 juny 2008]. 
  37. Slade, MA. «Mercury radar imaging — Evidence for polar ice». Science, 258, 5082, 1992, pàg. 635–640. DOI: 10.1126/science.258.5082.635. PMID: 17748898 [Consulta: 16 abril 2008].
  38. Williams, David R. «Ice on Mercury». NASA Goddard Space Flight Center, 02-06-2005. [Consulta: 23-05-2008].
  39. 39,0 39,1 39,2 Rawlins, K. «Exogenic Sources of Water for Mercury's Polar Ice». Bulletin of the American Astronomical Society, 27, 1995, pàg. 1117. Bibcode: 1995DPS....27.2112R.
  40. Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere Publication: Space Science Reviews, Volume 131, Issue 1-4, pàg. 161-186 Publication Date: 08/2007 DOI: 10.1007/s11214-007-9260-9
  41. Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H.; The Mercury atmosphere, In: Mercury (A89-43751 19-91). University of Arizona Press (1988), pàg. 562–612
  42. Planetary News: Mercury 03-07-2008
  43. "Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of" Newswise, Consultat el 06-07-2008.
  44. 44,0 44,1 44,2 44,3 44,4 Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew. The New Solar System. Cambridge University Press, 1999. ISBN 0521645875. 
  45. Seeds, Michael A. Astronomy: The Solar System and Beyond. 4a ed.. Brooks Cole, 2004. ISBN 0534421113. 
  46. Williams, David R. «Planetary Fact Sheets». NASA National Space Science Data Center, 06-01-2005. [Consulta: 2006-08-10].
  47. 47,0 47,1 47,2 Staff. «Mercury's Internal Magnetic Field». NASA, 30 de gener de 2008. [Consulta: 07-04-2008].
  48. Gold, Lauren. «Mercury has molten core, Cornell researcher shows». Cornell University, 03-05-2007. [Consulta: 07-04-2008].
  49. Christensen, Ulrich R.. «A deep dynamo generating Mercury's magnetic field». Nature, 444, 2006, pàg. 1056–1058. DOI: 10.1038/nature05342.
  50. Spohn, T.. «The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo». Planetary and Space Science, 49, 14–15, 2001, pàg. 1561–1570. DOI: 10.1016/S0032-0633(01)00093-9.
  51. Espenak, Fred. «Transits of Mercury». NASA/Goddard Space Flight Center, 21 d'abril de 2005. [Consulta: 20-05-2008].
  52. Samantha Harvey. «Weather, Weather, Everywhere?». NASA Jet Propulsion Laboratory, 24 d'abril de 2008. [Consulta: 23-05-2008].
  53. S. Biswas. Cosmic Perspectives in Space Physics. Springer, 2000, p. 176. 
  54. Baum, Richard; Sheehan, William. In Search of Planet Vulcan, The Ghost in Newton's Clockwork Machine, 1997. ISBN 0-306-45567-6. 
  55. Gilvarry, J. J.. «Relativity Precession of the Asteroid Icarus» (subscription required). Physical Review, 89, 5, 1953, pàg. 1046. DOI: 10.1103/PhysRev.89.1046 [Consulta: 22 maig 2008].
  56. Anonymous. «6.2 Anomalous Precession». Reflections on Relativity. MathPages. [Consulta: 22-05-2008].
  57. Liu, Han-Shou. «Theory of Rotation for the Planet Mercury». Science, 150, 3704, 1965, pàg. 1717. DOI: 10.1126/science.150.3704.1717. PMID: 17768871.
  58. Correia, Alexandre C. M.. «Mercury's capture into the 3/2 spin–orbit resonance as a result of its chaotic dynamics». Nature, 429, 2004, pàg. 848–850. DOI: 10.1038/nature02609.
  59. Espenak, Fred. «Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006». NASA Reference Publication 1349. NASA, 25-07-1996. [Consulta: 23-05-2008].
  60. Baumgardner, Jeffrey. «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, 119, 2000, pàg. 2458–2464. DOI: 10.1086/301323.
  61. John Walker. «Mercury Chaser's Calculator». Fourmilab Switzerland. [Consulta: 29-05-2008]. (look at 1964 and 2013)
  62. 62,0 62,1 «Mercury Elognation and Distance». Arxivat de l'original el 2011-05-12. [Consulta: 230-05-2008 -always]. —Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  63. 63,0 63,1 Patrick Kelly, ed.. Observer's Handbook 2007. Royal Astronomical Society of Canada, 2007. ISBN 0-9738109-3-9. 
  64. Schaefer, Bradley E.. «The Latitude and Epoch for the Origin of the Astronomical Lore in MUL.APIN». American Astronomical Society Meeting 210, #42.05. American Astronomical Society, Maig 2007.
  65. Hunger, Hermann. «MUL.APIN: An Astronomical Compendium in Cuneiform». Archiv für Orientforschung. Verlag Ferdinand Berger & Sohne Gesellschaft MBH [Austria], 24, 1989, pàg. 146.
  66. Staff. «MESSENGER: Mercury and Ancient Cultures». NASA JPL, 2008. [Consulta: 07-04-2008].
  67. H.G. Liddell i R. Scott; rev. H.S. Jones and R. McKenzie. Greek–English Lexicon, with a Revised Supplement. 9a ed.. Oxford: Clarendon Press, 1996, p. 690 i 1646. ISBN 0-19-864226-1. 
  68. Antoniadi, Eugène Michel; Translated from French by Moore, Patrick. The Planet Mercury. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd, 1974, p. 9–11. 
  69. Kelley, David H.; Milone, E. F.; Aveni, Anthony F.. Exploring Ancient Skies: An Encyclopedic Survey of Archaeoastronomy. Birkhäuser, 2004. ISBN 0387953108. 
  70. Pujari, R.M.; Kolhe, Pradeep; Kumar, N. R.. Pride of India: A Glimpse Into India's Scientific Heritage. Samskrita Bharati, 2006. ISBN 8187276274. 
  71. Bakich, Michael E. The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press, 2000. ISBN 0521632803. 
  72. Milbrath, Susan. Star Gods of the Maya: Astronomy in Art, Folklore and Calendars. University of Texas Press, 1999. ISBN 0292752261. 
  73. Sinnott, RW. «John Bevis and a Rare Occultation». Sky and Telescope, 72, 1986, pàg. 220.
  74. Ferris, Timothy. Seeing in the Dark: How Amateur Astronomers. Simon and Schuster, 2003. ISBN 0684865807. 
  75. Colombo, G.. «The Rotation of the Planet Mercury». SAO Special Report #188R [Consulta: 23 maig 2008].
  76. Holden, E. S.. «Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury [by Professor Schiaparelli]». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 2, 7, 1890, pàg. 79. DOI: 10.1086/120099 [Consulta: 3 juny 2008].
  77. Merton E. Davies, et al. «Surface Mapping». A: Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences, 1978 [Consulta: 28 maig 2008]. 
  78. Evans, J. V.. «Radio Echo Observations of Venus and Mercury at 23 cm Wavelength». Astronomical Journal, 70, 1965, pàg. 487–500. DOI: 10.1086/109772 [Consulta: 23 maig 2008].
  79. Moore, Patrick. The Data Book of Astronomy. New York: CRC Press, 2000, p. 483. ISBN 0750306203. 
  80. Butrica, Andrew J. «Chapter 5». A: To See the Unseen: A History of Planetary Radar Astronomy. NASA History Office, Washington D.C., 1996. 
  81. Pettengill, G. H.. «A Radar Determination of the Rotation of the Planet Mercury». Nature, 206, 1240, 1965, pàg. 451–2. DOI: 10.1038/2061240a0.
  82. Mercury at Eric Weisstein's 'World of Astronomy'
  83. 83,0 83,1 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]. 
  84. «Mercury». NASA Jet Propulsion Laboratory, 05-05-2008. [Consulta: 29-05-2008].
  85. Leipold, M.. «Mercury sun-synchronous polar orbiter with a solar sail». Acta Astronautica, 39, 1, Juliol 1996, pàg. 143–151. DOI: 10.1016/S0094-5765(96)00131-2.
  86. Phillips, Tony. «NASA 2006 Transit of Mercury». SP-423 Atlas of Mercury. NASA, October 1976. [Consulta: 07-04-2008].
  87. «BepiColumbo - Background Science». European Space Agency. [Consulta: 23-05-2008 -always].
  88. Tariq Malik. «MESSENGER to test theory of shrinking Mercury». USA Today, 16 d'Agost de 2004 [Consulta: 23 maig 2008].
  89. Merton E. Davies, et al. «Mariner 10 Mission and Spacecraft». A: Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences, 1978 [Consulta: 230-05-2008 -always]. 
  90. Ness, Norman F.. «Mercury - Magnetic field and interior». Space Science Reviews, 21, March 1978, pàg. 527–553. Bibcode: 1978SSRv...21..527N. DOI: 10.1007/BF00240907 [Consulta: 23 maig 2008].
  91. Dunne, J. A. and Burgess, E.. «Chapter Eight». A: The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office, 1978. 
  92. Grayzeck, Ed. «Mariner 10». NSSDC Master Catalog. NASA, 2 d'abril de 2008. [Consulta: 07-04-2008].
  93. «MESSENGER Engine Burn Puts Spacecraft on Track for Venus». SpaceRef.com, 2005. [Consulta: 2006-03-02].
  94. «MESSENGER Provides New Look at Mercury's Landscape, Metallic Core, and Polar Shadows». Johns Hopkins University, 21 sde març de 2012.
  95. 95,0 95,1 «MESSENGER Completes Its nom Extended Mission at Mercury», 17 de mar 2013.
  96. Harmon, J. K.; Slade, M. A.; Vélez, R. A.; Crespo, A.; Dryer, M. J. «Radar mapping of Mercury's polar anomalies». Nature, 369, 6477, 1994, pàg. 213–215. Bibcode: 1994Natur.369..213H. DOI: 10.1038/369213a0. ISSN: 0028-0836.(anglès)
  97. 97,0 97,1 97,2 97,3 97,4 «ESA gives go-ahead to build BepiColombo». European Space Agency, 26-02-2007. [Consulta: 29-05-2008].
  98. 98,0 98,1 Nic Fleming. «Star Trek-style ion engine to fuel Mercury craft». The Telegraph, 18 de gener de 2008 [Consulta: 23 maig 2008].
  99. «Objectives». European Space Agency, 21-02-2006. [Consulta: 29-05-2008].

Bibliografia[modifica | modifica el codi]

  • 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, pàg. 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). Maig de 1992.
  • Dr. David R. Williams. «Ice on Mercury» (en anglès). NASA Goddard Space Flight Center. NASA. [Consulta: 30 de novembre de 2008].
  • «Mariner 10» (en anglès). NASA Goddard Space Flight Center. NASA. [Consulta: 30 de novembre de 2008].
  • «MESSENGER» (en anglès). NASA Goddard Space Flight Center. NASA. [Consulta: 30 de novembre de 2008].
  • «BepiColombo» (en anglès). NASA Goddard Space Flight Center. NASA. [Consulta: 30 de novembre de 2008].
  • Shirley, Donna L. (August 2003). The Mariner 10 mission to Venus and Mercury. Acta Astronautica, Aug 2003, Vol. 53, Issue 4-10, p375, 11p; (AN 11471527).

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Mercuri (planeta) Modifica l'enllaç a Wikidata