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Mercurio



Mercurio

Es el más pequeño de los planetas, prescindiendo de los asteroides, pues su diámetro llega a los 5.000 Km, apenas las 4 décimas partes del de la Tierra, y su volumen es 19 veces menor que el de ésta. La distancia media a que se halla el Sol es de 58.000.000 de km. Según las últimas investigaciones, este planeta tiene un movimiento de rotación que tarda 59 días terrestres, y su movimiento de traslación alrededor del Sol dura 88 días. Esto significa que el planeta gira sobre su eje, cada dos revoluciones en torno del Sol, mostrándonos casi la misma cara cada vez que se nos presenta en las más favorables condiciones de observación.

Observando sus manchas superficiales, se llegó ala conclusión de que el planeta mostraba siempre el mismo lado al Sol, esto es, que sería un caso similar al que presenta la Luna con respecto a la Tierra.

Esto hizo suponer que si giraba sobre su eje con el mismo período que el de traslación, Mercurio debía presentar distintas condiciones físicas: la cara iluminada por el Sol con elevadísimas temperaturas–estimadas en unos 4.500 grados Celsio sobre cero–, donde las condiciones lógicas de vida son imposibles, y la otra cara permaneciendo eternamente en las tinieblas, con temperaturas de 210 grados centígrados bajo cero, lo que sería muy próximo al cero absoluto. Esto significaría que Mercurio tendría las temperaturas más altas, por un lado, y las más bajas, por otro, del sistema planetario.



Algunos científicos piensan que el núcleo de Mercurio tiene a la 4/5 parte de su masa total, siendo así del mismo tamaño que la Luna. Está formado por hierro y níquel. En la corteza de Mercurio hay externas regiones compuestas por silicato, a muy altas temperaturas.

Volcanes en Mercurio: en la actualidad los científicos están tratando de conocer a Mercurio de cerca. Para lograrlo contaron primero con los informes del 'Mariner 10'. Pero ahora un equipo de investigadores norteamericanos ha cartografiado, con la ayuda de un potente radar con base en la Tierra, amplias regiones de Mercurio. Los resultados indican que entre el diez y veinte por ciento del área está compuesta por llanuras lisas. A la vistade estos descubrimientos cabe suponer que Mercurio ha sufrido, en tiempos remotos, una intensa actividad volcánica.

Datos de Mercurio |
Diámetro ecuatorial | 4.880 Km |
Distancia del Sol | 57.900.000 Km |
Período de translación (año) | 88 días terrestres |
Período de rotación (día) | 59 días terrestres |
Inclinación de su órbita respecto de la eclíptica | 7° |
Inclinación de su eje de su rotación respecto del eje eclíptico | casi 0° |
Excentricidad de su órbita | 0,206 |
Temperatura superficial | máxima 427° C, mínima -183° C |
Principales componentes atmosféricos | carece de atmósfera mensurable |
Densidad | 5,44 g/cm3 (agua 1 g/cm3) |
Gravedad | 0,37 G (1 G = 9,8 m/s2 |
Satélites | no tiene. |






La cantidad de vapor de agua presente en la atmósfera es muy pequeña y variable. La concentración de vapor de agua atmosférico es más alta cerca de los extremos de los casquetes polares cuando se retiran en primavera. Marte es como un desierto muy frío, de gran altitud. Las temperaturas y las presiones de la superficie son demasiado bajas en la mayor parte del planeta para que exista agua en estado líquido. Sin embargo, se ha sugerido que pudiera haber agua bajo la superficie en determinados lugares.

En ciertas estaciones, algunas zonas de Marte son azotadas por vientos tan fuertes que levantan la tierra de la superficie y lanzan polvo a la atmósfera. Se produce un acontecimiento climático importante en el hemisferio sur entre primavera y el comienzo del verano cuando Marte está cerca del perihelio y el recalentamiento de las latitudes del sur cercanas al ecuador es más intenso. Se forman tormentas de polvo de tales proporciones que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso meses. El polvo de estas nubes es muy fino y tarda mucho tiempo en disolverse.

Superficie e interior

La superficie de Marte puede dividirse en dos zonas más o menos hemisféricas por un gran círculo inclinado unos 30° respecto al ecuador. La mitad sur está compuesta de terreno antiguo horadado por cráteres que datan de la historia más temprana del planeta,cuando Marte y los demás planetas estaban sujetos a un bombardeo meteórico más intenso que el que sufren en la actualidad. Desde entonces, se han producido considerables erosiones de los cráteres y muchos de ellos (incluso los tres más grandes) han sido parciales o totalmente rellenados.

La mitad norte de Marte tiene una superficie con menos cráteres y por tanto, más joven, que se supone está compuesta de flujos volcánicos. Se han identificado los dos centros más importantes de actividad volcánica: la meseta Elísea y el engrosamiento de Tharsis. Algunos de los volcanes más grandes del Sistema Solar se dan en Tharsis. Olympus Mons, una estructura que muestra todas las características de un volcán basáltico, se eleva por encima de los 25 Km y mide más de 600 Km de diámetro en su base. No hay pruebas concluyentes de que exista actividad volcánica habitual en ninguna parte del planeta.

Extendidas por Marte aparecen Fallas y otras formaciones que recuerdan a la fractura de la corteza provocada por el engrosamiento y por la expansión locales. Por otra parte, no se han encontrado accidentes provocadas por una compresión a gran escala. Los cinturones montañosos tan habituales en la Tierra no existen en Marte, indicando la ausencia de tectónica de placas. A su vez, esto sugiere que Marte tiene una corteza más espesa y una historia térmica más fría que la Tierra. Sin embargo, una escarpadura cercana al ecuador de Marte podría ser una falla dedesplazamiento horizontal, lo que indicaría después de todo, alguna actividad de tectónica de placas.

Hay evidencias de las pruebas de hielo subterráneo, en especial las capas en forma de pétalo que rodean algunos cráteres, extensas áreas de terreno derrumbado y los llamados suelos adornados de las latitudes más al norte. Los descubrimientos geológicos más espectaculares han sido, con mucho, los canales que recuerdan las cuencas de los ríos secos. Se conocen dos tipos importantes: los grandes canales de desagüe y los canales pequeños. Los grandes canales de desagüe se han podido formar por el repentino desbordamiento de grandes cantidades de agua de las áreas de terreno derrumbado. Estos canales discurren desde el más alto hemisferio sur hasta el hemisferio norte, más bajo. La causa del derretimiento localizado en las áreas de origen sigue siendo incierta, pero estas características datan probablemente del primer tercio de los 4.600.000 años de historia del planeta. En los canales pequeños los rastros de la erosión por el agua son menores. Además de los grandes canales de desagüe, hay canales pequeños en los que los rastros de la erosión por el agua son menores. Como en la actualida





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