Dades astronòmiques bàsiques
Mercuri és un planeta extrem en diversos aspectes. Per la seva proximitat amb el Sol —la seva distància orbital mitjana és de 58 milions de km (36 milions de milles) - té l’any més curt (un període de revolució de 88 dies) i rep la radiació solar més intensa de tots els planetes. Amb un radi d'aproximadament 2.440 km, Mercuri és el planeta més petit més petit, fins i tot que la lluna més gran de Júpiter, Ganimedes, o la lluna més gran de Saturn, Tità. A més, Mercuri és inusualment dens. Tot i que la seva densitat mitjana és aproximadament la de la Terra, aquesta té menys massa i és menys comprimida per la seva pròpia gravetat; quan es corregeix per autocompressió, la densitat de Mercuri és la més alta de qualsevol planeta. Gairebé dos terços de la massa de Mercuri es troba en el seu nucli principalment de ferro, que s’estén des del centre del planeta fins a un radi d’uns 2.100 km (1.300 milles), o aproximadament el 85 per cent de la seva superfície. La petxina externa rocosa del planeta, la seva escorça superficial i el mantell subjacent, té només uns 300 km de gruix.
Reptes observacionals
Com es veu des de la superfície de la Terra, Mercuri s’amaga al capvespre i al crepuscle, sense arribar mai a més d’uns 28 º de distància angular del Sol. Es necessiten uns 116 dies per a allargaments successius, és a dir, que Mercuri torni al mateix punt respecte al Sol, al cel del matí o del vespre. Es denomina període sinòdic de Mercuri. La seva proximitat a l’horitzó també significa que Mercuri sempre es veu a través de més de l’atmosfera turbulenta de la Terra, cosa que difumina la visió. Fins i tot per sobre de l’atmosfera, els observatoris en òrbita com el Telescopi Espacial Hubble es veuen restringits per l’alta sensibilitat dels seus instruments d’apuntar tan a prop del Sol com caldria per a l’observació de Mercuri. Com que l'òrbita de Mercuri es troba dins de la Terra, de vegades passa directament entre la Terra i el Sol. Aquest esdeveniment, en què el planeta pot ser observat telescòpicament o per instruments de naus espacials com un petit punt negre que travessa el disc solar brillant, s’anomena trànsit (vegeu eclipsi), i es produeix aproximadament una dotzena de vegades en un segle. El proper trànsit de Mercuri es produirà el 2019.
Mercuri també presenta dificultats per estudiar per sonda espacial. Com que el planeta està situat al fons del camp de gravetat del Sol, es necessita una gran quantitat d’energia per donar forma a la trajectòria d’una nau espacial per arribar des de l’òrbita terrestre fins a la de Mercuri de manera que pugui entrar en òrbita al voltant del planeta o aterrar. ella La primera nau espacial que va visitar Mercuri, Mariner 10, va estar en òrbita al voltant del Sol quan va realitzar tres breus volants del planeta el 1974-75. A l’hora de desenvolupar missions posteriors a Mercury, com la nau espacial Messenger nord-americana llançada el 2004, els enginyers de vols espacials van calcular rutes complexes, fent ús d’assistències de gravetat (vegeu l’espai espacial: vols planetaris) de volants repetits de Venus i Mercuri al llarg de diversos anys. En el disseny de la missió de Messenger, després de realitzar observacions des de distàncies moderades durant els flybys planetaris del 2008 i 2009, la nau espacial va entrar en una òrbita allargada al voltant de Mercury per a investigacions de primer pla el 2011. A més, la calor extrema, no només del Sol, sinó També reradiat de Mercury mateix, va desafiar els dissenyadors de les naus espacials a mantenir els instruments prou freds com per funcionar.
Efectes orbitals i rotatius
L’òrbita de Mercuri és la més inclinada dels planetes, inclinada a uns 7 ° de l’eclíptica, el pla definit per l’òrbita de la Terra al voltant del Sol; també és l'òrbita planetària més excèntrica o allargada. Com a resultat de l'òrbita allargada, el Sol apareix més del doble de brillantor al cel de Mercuri quan el planeta està més a prop del Sol (al perihelió), a 46 milions de km (29 milions de milles), que quan està més lluny del Sol. (a afhelion), a gairebé 70 milions de km (43 milions de milles). El període de rotació del planeta de 58,6 dies terrestres respecte a les estrelles, és a dir, la longitud del dia sideral, fa que el Sol derivi lentament cap a l'oest al cel de Mercuri. Com que Mercuri també orbita amb el Sol, els seus períodes de rotació i revolució es combinen de manera que el Sol triga tres dies siderals mercurius, o 176 dies terrestres, a fer un circuit complet, la longitud del seu dia solar.
Tal com es descriu en les lleis de moviment planetàries de Kepler, Mercuri viatja al voltant del Sol tan ràpidament a prop del perihelió que el Sol sembla invertir el curs del cel de Mercuri, movent-se breument cap a l'est abans de reprendre l'avanç cap a l'oest. Les dues ubicacions de l'equador de Mercuri on té lloc aquesta oscil·lació al migdia s'anomenen pols calents. Com que el Sol es manté allà, escalfant-los preferentment, les temperatures superficials poden superar els 700 kelvins (K; 800 ° F, 430 ° C). Les dues ubicacions equatorials a 90 ° dels pols calents, anomenats pols càlids, no arriben mai a la calor. Des de la perspectiva dels pols càlids, el Sol ja està baix a l’horitzó i està a punt de posar-se quan creixi el més brillant i realitzi la seva breu marxa enrere. A prop dels pols de rotació nord i sud de Mercuri, les temperatures del sòl són encara més fredes, per sota dels 200 K (-100 ° F, -70 ° C), quan s'encén per la llum del sol. Les temperatures superficials cauen fins a uns 90 K (-300 ° F, -180 ° C) durant les llargues nits de Mercuri abans de la sortida del sol.
El rang de temperatures de Mercuri és el més extrem dels quatre planetes terrestres interiors del sistema solar, però la façana nocturna del planeta seria encara més freda si Mercuri mantingués una cara perpètua cap al Sol i l'altra en una foscor perpètua. Fins que les observacions del radar basades en la Terra no demostressin el contrari a la dècada de 1960, els astrònoms creien que era el cas, cosa que seguiria si la rotació de Mercuri fos síncrona, és a dir, si el seu període de rotació fos el mateix que el de revolució de 88 dies. Els observadors telescòpics, limitats a la visualització de Mercuri periòdicament en condicions dictades per la distància angular de Mercuri del Sol, s’havien enganyat a la conclusió que el fet de veure les mateixes funcions gairebé poc diferenciables a la superfície de Mercuri en cada ocasió de la visualització indicava una rotació sincrònica. Els estudis de radar van revelar que el període de rotació de 58,6 dies del planeta no només és diferent del seu període orbital, sinó també exactament dos terços d’aquest.
L’excentricitat orbital de Mercuri i les fortes marees solars —formacions elevades al cos del planeta per l’atracció gravitatòria del Sol— expliquen aparentment per què el planeta gira tres vegades cada dos vegades que orbita el Sol. Presumptament, Mercuri havia girat més ràpidament quan es formava, però es va alentir per les forces de les marees. En lloc de desaccelerar-se a un estat de rotació sincrònica, com ha passat a molts satèl·lits planetaris, inclosa la Lluna de la Terra, Mercuri va quedar atrapat al ritme de rotació de 58,6 dies. A aquest ritme, el Sol tira de forma repetida i especialment fortament a les voltes induïdes de la crosta de Mercuri als pols calents. Les possibilitats d’atrapar el gir en el període de 58,6 dies es van veure molt millorades mitjançant la fricció mareal entre el mantell sòlid i el nucli fos del jove planeta.
