Mercuri (planeta)
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Mercuri és el planeta del Sistema Solar més pròxim al Sol, i el més chicotet (a excepció dels planetes nanos). Forma part dels denominats planetes interiors o rocosos. Mercuri no té satèlits. Es coneixia molt poc sobre la seua superfície fins que va ser enviada la sonda planetària Mariner 10 , i es varen fer observacions en radarés i radiotelescopis.
Antigament es pensava que Mercuri sempre presentava la mateixa cara al Sol, situació semblant al cas de la Lluna en la Terra, és a dir, que el seu periodo de rotació era igual al seu periodo de translació, en dos de 88 dies. No obstant això, en 1965 es varen manar polsos de radar cap a Mercuri, en lo que va quedar definitivament demostrat que el seu periodo de rotació era de 58,7 dies, lo que és 2/3 del seu periodotranslació. Açò no és coincidència, i és una situació denominada resonància orbital.
Al ser un planeta l'òrbita del qual és interior a la de la Terra, Mercuri periòdicament passa davant del Sol, fenomen que es denomina trànsit (vore trànsit de Mercuri). Observacions de la seua òrbita a través de molts anys varen demostrar que el periheli gira 43" d'arc més per sigle d'allò que s'ha predit per la mecànica clàssica de Newton. Esta discrepància va portar a un astrònom Francés, Urbain Li Verrier a pensar que existia un planeta encara més prop del Sol, al qual varen cridar Planeta Volcà, que pertorbava l'òrbita de Mercuri. Ara se sap que Vulcà no existix; l'explicació correcta del comportament del periheli de Mercuri es troba en la Teoria General de la Relativitat.
Formació de Mercuri[editar | editar còdic]
Mercuri té un contingut de ferro més alt que qualsevol atre planeta principal en el nostre sistema solar, i s'han propost diverses teories per a explicar açò.
- La primera teoria, que és la més extensament acceptada entre els científics, és que Mercuri al principi tenia una proporció de silicat metàlic (condrito) semblant als meteorits corrents (es pensa que és el material rocós més típic del sistema solar) i una massa aproximadament 2,25 vegades a la seua massa actual (diferència notable). No obstant això, en els escomençaments del sistema solar, Mercuri va ser colpejat per un planetesimal d'aproximadament 1/6 de la seua massa. L'impacte hauria llevat la major part de la corfa original i el seu mant, deixant al núcleu com el component principal de tota l'estructura interna.[1] Se creu que la creació de laLluna va tindre un procés semblant.
- Segons la segona teoria, Mercuri podria haver-se format de la nebulosa planetària originària del nostre sistema solar abans que l'energia del Sol s'estabilisara. El planeta en un principi hauria tengut dos vegades la seua massa actual. Pero com el protosol es va contraure, les temperatures prop de Mercuri podrien haver estat entre 2500 i 3500 K, i possiblement fins tan altes com 10.000 K. La major part de la roca superficial de Mercuri s'hauria vaporisat en tals temperatures, formant una atmòsfera de vapor de roca, que posteriorment el vent solar s'encarregaria de dissipar en l'espai.[2]
- Una tercera teoria propon que la nebulosa planetària va causar la resistència física sobre les partícules del disc de creiximent de Mercuri, lo que va fer que numeroses partícules de matèria llaugera del dit disc es perderen.[3] Cada una d'estes teories prediu una composició superficial diferent, i dos missions espacials, MESSENGER i BepiColombo, tenen com a objectiu prendre observacions per a contrastar la seua veracitat.
Referències[editar | editar còdic]
- ↑ Erro en la cita: L'element
<ref>no és vàlit; puix no n'hi ha una referència en text nomenadaBenz - ↑ Cameron, A. G. W.; La volatilisació parcial de Mercuri (The vaig partiral volatilization of Mercury), Icarus, Vol. 64 (1985), Pp. 285–294.
- ↑ Weidenschilling, S. J.; Fraccionament del ferro/silicat i orige de Mercuri (Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury), Icarus, Vol. 35 (1987), Pp. 99–111
