Mercurio (planeta)

Mercurio  é o planeta máis pequeno do sistema solar e o máis próximo ao Sol. O igual que Venus, Mercurio orbita o Sol dentro da órbita terrestre como un planeta inferior, e a súa distancia aparente o Sol visto desde a Terra nunca supera os 28°. Esta proximidade ao Sol fai que o planeta só poida verse preto do horizonte occidental despois da posta de sol ou do horizonte oriental antes da saída do sol, normalmente no crepúsculo. Neste momento, pode aparecer como un obxecto brillante parecido a unha estrela, pero é máis difícil de observar que Venus. Desde a Terra, o planeta mostra telescopicamente a gama completa de fases, similar á de Venus e a Lúa, que se repite durante o seu período sinódico que é de aproximadamente 116 días (115.88 días). Mercurio xira dun xeito único no Sistema Solar. Atópase situado lateralmente co Sol nunha resonancia orbital de 3:2, Extract of page 51 é dicir, que en relación ás estrelas fixas, xira sobre o seu eixe exactamente tres veces por cada dúas revolucións que fai arredor do Sol. Visto desde o Sol, nun marco de referencia que xira co movemento orbital, parece xirar só unha vez cada dous anos de Mercurio. Polo tanto, un observador en Mercurio vería só un día cada dous anos mercurianos. A súa órbita arredor do Sol é de 87,97 días terrestres, a máis curta de todos os planetas do Sol. O seu diámetro é un 60% menor que o da Terra e só un 40% maior que o da Lúa. É ata menor que Ganimedes, unha das lúas de Xúpiter, ou que Titán, unha lúa de Saturno. 

O eixe de Mercurio ten a inclinación do eixo máis pequena de calquera dos planetas do Sistema Solar (uns  graos). A súa excentricidade orbital é a máis grande de todos os planetas coñecidos do Sistema Solar; no perihelio, a distancia de Mercurio ao Sol é só uns dous terzos (ou 66%) da súa distancia no afelio. A superficie de Mercurio aparece con grandes cráteres e ten unha aparencia similar á da Lúa, o que indica que estivo xeoloxicamente inactivo durante miles de millóns de anos. Ao non ter case ningunha atmosfera que reteña a calor, ten temperaturas superficiais que varían diariamente máis que en calquera outro planeta do Sistema Solar, oscilando entre  pola noite e  durante o día nas rexións ecuatoriais. As rexións polares están constantemente por debaixo de . O planeta non ten satélites naturais coñecidos.

Mercurio é un mundo inhóspito para os humanos, no que se acadan altas e tamén baixas temperaturas, debido á proximidade do Sol e a que por efecto da marea solar a través do tempo, ten unha duración de día parella á do ano (período de revolución arredor do seu propio eixe en relación ó período de revolución arredor do Sol), e polo tanto, cando unha parte do planeta entra na súa propia sombra, emite moita calor. É un mundo morto tamén xeoloxicamente, pois ten un tamaño reducido como planeta (é dicir, gran superficie pola que puido saír ó exterior a enerxía interna debida á aglutinación de materiais no centro planetario, deixando tal fuga enerxética de ter relevancia xeolóxica hai tempo e polo tanto, deixando de ter enerxía para os movementos da superficie), sendo a influencia solar sobre o planeta a maior con diferenza de todo o sistema solar.

Mercurio foi bautizado polos romanos en honor ó mensaxeiro dos deuses, de ás nos pés, porque parecía moverse máis axiña do que calquera outro planeta. Ao ser un planeta con órbita máis pequena cá da Terra, Mercurio pasa de xeito periódico entre esta e o Sol, fenómeno ó que se lle chama tránsito de Mercurio se nese momento ambos planetas e o Sol están aliñados. Dito fenómeno prodúcese unhas 13 veces cada século, téndose producido un o 11 de novembro de 2019.

Dúas naves espaciais visitaron Mercurio: a  que o orbitou en 1974 e 1975; e a MESSENGER, lanzada en 2004, orbitaba Mercurio máis de 4.000 veces en catro anos antes de esgotar o seu combustible e chocar contra a superficie do planeta o 30 de abril de 2015. Está previsto que a nave espacial BepiColombo chegue a Mercurio en 2025.

 Nomenclatura 
Os antigos coñecían a Mercurio por diferentes nomes dependendo de se era unha estrela da noite ou unha estrela da mañá. Cara ao 350 a.C., os antigos gregos decatáronse de que as dúas estrelas eran unha. Coñecían o planeta como Στίλβων Stilbōn, que significa "brillar", e Ἑρμής Hermēs, polo seu movemento fugaz,name of the planet Mercury un nome que se conserva no grego moderno (Ερμής Ermis). See also the Greek article about the planet. Os romanos puxeron o nome do planeta en honor ao deus mensaxeiro romano de pés rápidos, Mercurio (latín Mercurius), que equipararon co grego Hermes, porque se move polo ceo máis rápido ca calquera outro planeta. O símbolo astronómico de Mercurio é unha versión estilizada do caduceo de Hermes; no século XVI engadiuselle unha cruz cristiá: 16px|☿.

 Características físicas 
miniatura|upright|Mercurio (primeiro pola esquerda) a escala xunto cos outros corpos máis grandes e redondeados do Sistema Solar Interior, os catro planetas terrestres, así como a Lúa e Ceres (primeiro pola dereita).
Mercurio é un dos catro planetas terrestres do Sistema Solar, e é un corpo rochoso como a Terra. É o planeta máis pequeno do Sistema Solar, cun raio ecuatorial de 2439,7 km. Mercurio tamén é máis pequeno, aínda que máis masivo, que os satélites naturais máis grandes do Sistema Solar, Ganímedes e Titán. Mercurio está formado por aproximadamente un 70% de material metálico e un 30% de material de silicato.
 Estrutura interna 
esquerda|miniatura|upright|Estrutura interna e campo magnético de Mercurio
Mercurio pode que teña unha codia e un manto sólido de silicato que recubran unha capa exterior sólida de sulfuro de ferro, unha capa máis profunda de núcleo líquido e un núcleo interno sólido. A densidade do planeta é a segunda máis alta do Sistema Solar con 5,427 g/cm3, só un pouco menos que a densidade terrestre de 5.515 g/cm3. Se se desconta o efecto da compresión gravitacional de ambos planetas, os materiais dos que está feito Mercurio serían máis densos que os da Terra, cunha densidade sen comprimir de 5,3 g/cm3 fronte ao da Terra 4.4 g/cm3. A densidade de Mercurio pódese usar para deducir detalles da súa estrutura interna. Aínda que a alta densidade da Terra é debida en gran medida á compresión gravitatoria, especialmente no núcleo planetario, Mercurio é moito máis pequeno e as súas rexións interiores non están tan comprimidas. Polo tanto, para que teña unha densidade tan alta, o seu núcleo debe ser grande e rico en ferro.

O raio do núcleo de Mercurio estímase en , baseándose en modelos terrestres restrinxidos para ser coherentes co valor do factor do momento de inercia Polo tanto, o núcleo de Mercurio ocupa preto do 57% do seu volume; para a Terra esta proporción é do 17%. Unha investigación publicada en 2007 suxire que Mercurio ten un núcleo fundido. Rodeando o núcleo hai uns  de manto composto por silicatos. Segundo os datos da misión  e da observación terrestre, estímase que a codia de Mercurio é de  de groso. Non obstante, esta estimacion pode ser unha sobreestimación e a codia podería ter un grosor de  baseándose no modelo de isostasia de Airy. Unha característica distintiva da superficie de Mercurio é a presenza de numerosas cristas estreitas, que se estenden ata varios centos de quilómetros de lonxitude. Pénsase que estas formaronse cando o núcleo e o manto de Mercurio arrefriaron e contraíronse nun momento no que a codia xa se solidificara.

O núcleo de Mercurio ten un contido de ferro maior que o de calquera outro planeta importante do Sistema Solar, e propuxéronse varias teorías para explicalo. A teoría máis aceptada é que Mercurio tiña orixinalmente unha relación metal-silicato similar a condrita dos meteoritos comúns, que se pensa que son típicos da materia rochosa do Sistema Solar, e unha masa aproximadamente 2,25 veces a súa masa actual.  A principios da historia do Sistema Solar, Mercurio puido ser alcanzado por un planetesimal de aproximadamente 1/6 da masa de Mercurio e varios miles de quilómetros de diámetro. O impacto eliminaría gran parte da codia e o manto orixinais, deixando o núcleo atrás como un compoñente relativamente importante. Propúxose un proceso similar, coñecido como hipótese do impacto xigante, para explicar a formación da Lúa.

Alternativamente, Mercurio puido formarse a partir da nebulosa solar antes de que a produción de enerxía do Sol se estabilizase. Inicialmente tería o dobre da súa masa actual, pero a medida que a protosol se contraeu, as temperaturas preto de Mercurio poderían estar entre 2.500 e 3.500 K e posiblemente incluso tan altas como 10,000 K. Gran parte da rocha superficial de Mercurio podería ter sido vaporizada a tales temperaturas, formando unha atmosfera de "vapor de rocha" que pudo ser arrastrada polo vento solar.

Unha terceira hipótese propón que a nebulosa solar causou arrastre nas partículas a partir das cales Mercurio estaba en acreción, o que significaba que as partículas máis lixeiras se perderon a partir do material acumulado e non acumulado por Mercurio. Cada hipótese #predicir unha composición da superficie diferente, e houbo dúas misións espaciais que realizaron observacións. MESSENGER, que finalizou en 2015, atopou niveis de potasio e xofre na superficie superiores aos esperados, o que suxire que a hipótese do impacto xigante e a vaporización da cortiza e o manto non se produciron porque o potasio e o xofre serían expulsados pola calor extrema destes eventos. A misión BepiColombo, que chegará a Mercurio en 2025, fará observacións para comprobar estas hipóteses. Os achados ata agora parecen favorecer a terceira hipótese; non obstante, é necesaria unha análise máis detallada dos datos.

 Xeoloxía superficial 
miniatura|upright|esquerda|MASCS exploración espectral da superficie de Mercurio por MESSENGER
A superficie de Mercurio ten unha aparencia similar á da Lúa, mostrando extensas chairas similares ás dos mares lunares e grandes cráteres, o que indica que estivo xeologicamente inactivo durante miles de millóns de anos. É máis heteroxénea que a superficie de Marte ou da Lúa, que conteñen importantes extensións de xeoloxía similar, como mares lunares e mesetas. As características do albedo ten áreas de reflectividade marcadamente diferentes, que inclúen cráteres de impacto, a exección resultante e o sistema de raios. As características do albedo máis grandes corresponden as chairas de maior reflectividade. Mercurio ten dorsais (tamén chamadas "cristas engurradas"), semellantes os altiplanos da Lúa, montes (montañas), planitiae (chairas), rupes (acantilados) e vallis (vales).

O manto do planeta é quimicamente heteroxéneo, o que suxire que o planeta pasou por unha fase oceánica de magma no inicio da súa historia. A cristalización dos minerais e o envorco convectivo deron lugar a unha codia en capas, quimicamente heteroxénea, con variacións a grande escala na composición química observadas na superficie. A codia é baixa en ferro pero alta en xofre, como resultado das condicións máis fortes de redución química que se atopan nos outros planetas terrestres. A superficie está dominada por piroxeno e olivina pobres en ferro, representados por enstatita e forsterita, respectivamente, xunto con plaxioclasio rico en sodio e minerais de magnesio, calcio e ferro-sulfuro. As rexións menos reflectantes da codia son ricas en carbono, moi probablemente en forma de grafito.

Os nomes das características de Mercurio proceden de diversas fontes. Os nomes procedentes de persoas limítanse aos falecidos. Os cráteres levan o nome de artistas, músicos, pintores e autores que fixeron contribucións destacadas ou fundamentais no seu campo. As cristas, ou dorsais, levan o nome de científicos que contribuíron ao estudo de Mercurio. As depresións ou fossae reciben o nome de obras de arquitectura. Os montes reciben o nome da palabra "quente" en varios idiomas. As chairas ou planitiae reciben o nome de Mercurio en varios idiomas. As escarpas ou rupēs reciben o nome dos barcos das expedicións científicas. Os valleys ou vales reciben o nome de cidades, pobos ou asentamentos abandonados da antigüidade.
 Concas e cráteres de impacto 
miniatura|upright|esquerda|Imaxe en cor mellorada dos cráteres Munch, Sander e Poe entre chairas volcánicas (laranxa) preto de Caloris Basin

Mercurio foi moi bombardeado por cometas e asteroides durante e pouco despois da súa formación hai 4.600 millóns de anos, así como durante un episodio posterior posiblemente separado chamado bombardeo intenso tardío que rematou hai 3.800 millóns de anos. Mercurio recibiu impactos en toda a súa superficie durante este período de intensa formación de cráteres, facilitado pola falta de calquera atmosfera para retardar os impactadores. Durante este tempo Mercurio estivo volcánicamente activo; as cuncas estaban cheas de magma, producindo chairas suaves semellantes os mares lunares atopados na Lúa. Descubriuse un cráter infrecuente con canales radiantes que os científicos chamaron "a araña".". Despois foi nomeado Apollodorus.

Os cráteres en Mercurio varían de diámetro desde pequenas cavidades en forma de cunca ata cuncas de impacto con aneis múltiples de centos de quilómetros de diámetro. Aparecen en todos os estados de degradación, desde cráteres con raios relativamente frescos ata restos de cráteres moi degradados. Os cráteres de Mercurio difiren sutilmente dos cráteres lunares en que a área cuberta polos seus exectos é moito máis pequena, unha consecuencia da gravidade superficial máis forte de Mercurio. Segundo as normas da Unión Astronómica Internacional (UAI), cada novo cráter debe levar o nome dun artista que fose famoso durante máis de cincuenta anos, e que morrese fai máis de tres anos, antes da data en que se lle dea o nome ao cráter.

O cráter máis grande coñecido é Caloris Planitia, ou Caloris Basin, cun diámetro de 1.550 km. O impacto que creou a conca de Caloris foi tan poderoso que provocou erupcións de lava e deixou un anel montañoso concéntrico de ~2 km de altura arredor do cráter de impacto. O chan da conca de Caloris está cuberto por unha chaira xeoloxicamente distinta, dividida por dorsais e fracturas nun patrón aproximadamente poligonal. Non está claro se son fluxos de lava volcánica inducidas polo impacto ou unha gran lámina de fusión do impacto.

Nas antípodas da conca de Caloris atópase unha gran rexión de terreo infrecuente e montañoso coñecida como "Terreo Raro". Unha hipótese para a súa orixe é que as ondas de choque xeradas durante o impacto de Caloris viaxaron ao redor de Mercurio, converxendo nas antípodas da conca (a 180 graos de distancia). As altas tensións resultantes fracturaron a superficie. Alternativamente, suxeriuse que este terreo se formou como resultado da converxencia de exectos nas antípodas desta conca.
miniatura|upright|O cráter Tolstoj atópase na parte inferior desta imaxe no limbo de Mercurio
En xeral, identificáronse 46 cráteres de impacto. Un cráter notable é o cráter Tolstoj de 400 km de ancho e varios aneis, que ten unha manta de expulsión que se estende ata 500 km desde o seu bordo e un chan cuberto de materiais de chaira lisa. O cráter Beethoven ten unha manta de expulsión de tamaño similar e un bordo de 625 km de diámetro. Do mesmo xeito que a Lúa, a superficie de Mercurio probablemente sufriu os efectos dos procesos de meteorización espacial, incluídos os impactos do vento solar e dos micrometeoritos.

 Chairas 
Hai dúas rexións de chairas xeoloxicamente distintas en Mercurio. As chairas entre cráteres son as superficies visibles máis antigas de Mercurio. anteriores ao terreo fortemente craterizado. Estas chairas entre cráteres parecen borrar moitos cráteres anteriores e mostran unha escaseza xeral de cráteres máis pequenos por baixo dun 30 km de diámetro.

As chairas lisas son zonas planas moi estendidas que enchen depresións de diversos tamaños e teñen un gran parecido coas marías lunares. A diferenza da maría lunar, as chairas lisas de Mercurio teñen o mesmo albedo que as antigas chairas entre cráteres. A pesar da falta de características inequivocamente volcánicas, a localización e a forma redondeada e lobulada destas chairas apoian fortemente as orixes volcánicos. Todas as chairas lisas de Mercurio formáronse significativamente máis tarde que a conca de Caloris, como demostran as densidades dos cráteres apreciablemente menores que no manto de exección de Caloris.
 Características de compresión 
Unha característica infrecuente da superficie de Mercurio son os numerosos pregamentos de compresión, ou rupes (acantilados), que atravesan as chairas. Estes tamén existen na Lúa, pero son moito máis destacados en Mercurio. Mentres o interior de Mercurio arrefriaba, contraeuse e a súa superficie comezou a deformarse, creando cristas engurradas e escarpas lobuladas asociadas a fallas de pulo. As escarpas poden alcanzar lonxitudes de 1000 km e alturas de 3 km. Estas características de compresión pódense ver enriba doutras características, como cráteres e chairas suaves, o que indica que son máis recentes. A cartografía das características suxeriu unha redución total do radio de Mercurio no intervalo de ~1 a 7 km. A maioría da actividade ao longo dos principais sistemas de pulo probablemente rematou hai uns 3,6–3,7  millóns de anos. Atopáronse escarpas de fallas de pulo de pequena escala, de decenas de metros de altura e con lonxitudes no rango duns poucos quilómetros, que parecen ter menos de 50 millóns de anos, o que indica que a compresión do interior e a consecuente actividade xeolóxica superficial continúan ata o presente.

Vulcanismo
miniatura|upright|O cráter Picasso  -o gran pozo en forma de arco situado no lado leste de Mercurio- postulouse que se formou cando o magma subterráneo diminuíu ou drenou, facendo que a superficie colapsase no baleiro resultante.
Existen probas da existencia de fluxos piroclásticos en Mercurio procedentes de volcáns en escudo de baixo perfil. Identificáronse 51 depósitos piroclásticos, onde o 90% deles atópanse dentro de cráteres de impacto. Un estudo do estado de degradación dos cráteres de impacto que albergan depósitos piroclásticos suxire que a actividade piroclástica ocorreu en Mercurio durante un prolongado intervalo de tempo.

Unha "depresión sen bordo" dentro do bordo suroeste da conca de Caloris consta de polo menos nove orificios volcánicos superpostos, cada un individualmente de ata 8 km de diámetro. É polo tanto un "volcán complexo". Os pisos de ventilación están polo menos 1 km por debaixo dos seus bordos e parécense máis aos cráteres volcánicos esculpidos por erupcións explosivas ou modificados polo colapso en espazos baleiros creados pola retirada do magma cara a un conduto. Os científicos non puideron cuantificar a idade do sistema complexo volcánico pero informaron de que podería ser da orde de mil millóns de anos.

 Condicións da superficie e exosfera 
miniatura|upright|Composición do polo norte de Mercurio, onde a NASA confirmou o descubrimento dun gran volume de xeo de auga, en cráteres que alí se atopan permanentemente escuros.
A temperatura superficial de Mercurio varía de 100 a 700 K (−173 a 427 °C) nos lugares máis extremos: 0°N, 0°W ou 180°W. Nunca supera os 180 K nos polos, pola ausencia de atmosfera e un forte gradiente de temperatura entre o ecuador e os polos. O punto subsolar alcanza uns 700 K durante o perihelio (0ºW ou 180ºW), pero só 550 K no afelio (90° ou 270°W). No lado escuro do planeta, a temperatura media é de 110 K.
A intensidade da luz solar na superficie de Mercurio varía entre 4,59 e 10,61 veces a constante solar (1,370 W·m−2).

Aínda que a temperatura da luz do día na superficie de Mercurio é xeralmente moi alta, as observacións suxiren cunha probabilidade moi alta que existe xeo (auga conxelada) en Mercurio. O fondo dos cráteres máis profundos dos polos nunca están expostos á luz solar directa e alí as temperaturas permanecen por debaixo dos 102 K, moito máis baixas que a media global. Isto crea unha trampa fría onde se pode acumular xeo. O xeo da auga reflicte fortemente o sinal do radar, e as observacións realizadas polo radar do sistema solar Goldstone (GSSR) de 70 metros e o observatorio radioastronómico VLA a principios da década de 1990 revelaron que existen manchas de alta reflexión preto dos polos. Aínda que o xeo non é a única causa posible destas rexións reflexivas, os astrónomos pensan que é a máis probable.

Estímase que as rexións xeadas conteñen aproximadamente 1014–1015 kg de xeo, e pode estar cuberto por unha capa de regolito que inhibe a sublimación. En comparación, a capa de xeo da Antártica ten unha masa duns 4×1018 kg, e o casquete do polo sur de Marte contén aproximadamente 1016 kg da auga. Aínda non se coñece a orixe do xeo en Mercurio, pero as dúas fontes máis probables son a desgasificación de auga do interior do planeta ou a deposición por impactos de cometas.

Mercurio é demasiado pequeno e quente para que a súa gravidade conserve calquera atmosfera significativa durante longos períodos de tempo; ten unha tenue exosfera delimitada pola superficie que contén hidróxeno, helio, osíxeno, sodio, calcio, potasio e outros a unha presión superficial inferior a aproximadamente 0,5 nPa (0,005 picobares). Esta exosfera non é estable: os átomos pérdense continuamente e repoñense de diversas fontes. Os átomos de hidróxeno e de helio probablemente proveñen do vento solar, difundíndose na magnetosfera de Mercurio antes de escapar de novo ao espazo. A desintegración radioactiva de elementos da cortiza de Mercurio é outra fonte de helio, así como de sodio e potasio. MESSENGER atopou altas proporcións de calcio, helio, hidróxido, magnesio, osíxeno, potasio, silicio e sodio. O vapor de auga está presente, liberado por unha combinación de procesos como: cometas que chocan contra a súa superficie, pulverización catódica que crea auga a partir do hidróxeno do vento solar e do osíxeno das rochas, e sublimación a partir de depósitos de xeo de auga nos cráteres polares permanentemente sombreados. A detección de grandes cantidades de ións relacionados coa auga como  O+, OH−, e H3O+ foi unha sorpresa. Dada a cantidade destes ións detectada na contorna espacial de Mercurio, os científicos supoñen que estas moléculas foron expulsadas da superficie ou a exosfera polo vento solar. 

O sodio, o potasio e o calcio foron descubertos na atmosfera durante a década de 1980-1990, e pénsase que son resultado principalmente da vaporización da rocha superficial golpeada por impactos de micrometeoritos. incluíndo actualmente o cometa Encke. En 2008, foi descuberto magnesio polo MESSENGER. Os estudos indican que, ás veces, as emisións de sodio localízanse en puntos que se corresponden cos polos magnéticos do planeta. Isto indicaría unha interacción entre a magnetosfera e a superficie do planeta. Mercurio tería unha pequena cola baseada no sodio emitido.

O 29 de novembro de 2012, a NASA confirmou que as imaxes de MESSENGER detectaran que os cráteres do polo norte contiñan xeo de auga. O investigador principal de MESSENGER Sean Solomon é citado no The New York Times estimando que o volume do xeo era o suficientemente grande como para "encerrar Washington, D.C., nun bloque xeado de dúas millas e media de profundidade".

Segundo a NASA, Mercurio non é un planeta axeitado para a vida semellante á Terra Ten unha exosfera de límite de superficie en lugar dunha atmosfera en capas, temperaturas extremas e unha elevada radiación solar. É pouco probable que algún ser vivo poida soportar esas condicións.
 Algunhas partes do subsolo de Mercurio poden ser habitables, e talvez ter formas de vida, polo que probablemente poden existir no planeta microorganismos primitivos.

 Campo magnético e magnetosfera 
miniatura|upright|Gráfico que mostra a forza relativa do campo magnético de Mercurio
A pesar do seu pequeno tamaño e da súa lenta rotación de 59 días de duración, Mercurio ten un campo magnético significativo e aparentemente global. Segundo as medicións realizadas por , a súa intensidade é aproximadamente un 1,1% superior á do campo magnético terrestre. A intensidade do campo magnético no ecuador de Mercurio é de aproximadamente . Do mesmo xeito que o da Terra, o campo magnético de Mercurio é dipolar. A diferenza dos da Terra, os polos de Mercurio están case aliñados co eixo de rotación do planeta. As medicións das sondas espaciais  e MESSENGER indicaron que a forza e a forma do campo magnético son estables.

É probable que este campo magnético xérese por un efecto dínamo, de forma similar ao campo magnético da Terra. Este efecto dinamo sería o resultado da circulación do núcleo líquido rico en ferro do planeta. Os efectos especialmente intensos do quecemento das mareas causados pola elevada excentricidade orbital do planeta servirían para manter parte do núcleo no estado líquido necesario para este efecto dinamo.

O campo magnético de Mercurio é o suficientemente forte como para desviar o vento solar ao redor do planeta, creando unha magnetosfera. A magnetosfera do planeta, aínda que o bastante pequena como para caber dentro da Terra, é o suficientemente forte como para atrapar o plasma do vento solar. Isto contribúe á meteorización espacial da superficie do planeta. As observacións realizadas pola nave espacial  detectaron este plasma de baixa enerxía na magnetosfera no lado nocturno do planeta. Os refachos de partículas enerxéticas na magnetocola do planeta indican que a magnetosfera do planeta é dinámica.

Durante o seu segundo sobrevoo do planeta, o 6 de outubro de 2008, a MESSENGER descubriu que o campo magnético de Mercurio pode ser extremadamente "permeable". A nave atopou "tornados" magnéticos (fas retorcidos de campos magnéticos que conectan o campo magnético planetario co espazo interplanetario) de ata  de ancho ou un terzo do radio do planeta. Estes tubos de fluxo magnético retortos, tecnicamente coñecidos como evento de transferencia de fluxos, forman xanelas abertas no escudo magnético do planeta a través das cales o vento solar pode entrar e impactar directamente na superficie de Mercurio vía reconexión magnética. Isto tamén ocorre no campo magnético da Terra. As observacións da MESSENGER mostraron que a taxa de reconexión era dez veces maior en Mercurio, pero a súa proximidade ao Sol só representa ao redor dun terzo da taxa de reconexión observada pola MESSENGER.

 Órbita, rotación e lonxitude 

Mercurio ten a órbita máis excéntrica de todos os planetas do sistema solar; a súa excentricidade é de 0,21 e a súa distancia ao Sol oscila entre os 46000000 e os 70000000 km. Tarda 87,969 días terrestres en completar unha órbita. O diagrama ilustra os efectos da excentricidade, mostrando a órbita de Mercurio superposta a unha órbita circular que ten o mesmo semieixo maior. A maior velocidade de Mercurio cando está preto do perihelio queda clara pola maior distancia que percorre en cada intervalo de 5 días. No diagrama, a distancia variable de Mercurio ao Sol está representada polo tamaño do planeta, que é inversamente proporcional á distancia de Mercurio ao Sol. Esta distancia variable ao Sol fai que a superficie de Mercurio sexa flexionada por protuberancias de marea levantadas polo Sol que son unhas 17 veces máis fortes que as da Lúa na Terra. Combinado cunha resonancia da órbita xiratoria de 3:2 da rotación do planeta ao redor do seu eixe, tamén dá lugar a complexas variacións da temperatura da superficie. A resonancia fai que un só día solar (a lonxitude entre dous tránsitos meridianos do Sol en Mercurio dure exactamente dous anos mercurianos, ou uns 176 días terrestres.

A órbita de Mercurio está inclinada 7 graos respecto ao plano da órbita da Terra (a eclíptica), a maior dos oito planetas solares coñecidos. Como resultado, o tránsito de Mercurio por diante do Sol só pode ocorrer cando o planeta está a cruzar o plano da eclíptica no momento en que se atopa entre a Terra e o Sol, que é en maio ou novembro. Isto ocorre cada sete anos máis ou menos.

No pasado distante de Mercurio, o seu período de rotación debe ter sido menor. Os científicos especularon que a rotación debe ter sido de preto de 8 horas, mais ó longo de millóns de anos foi gradualmente retardando por influencia do Sol. Un modelo deste proceso mostra que este retardo levaría 109 anos e debería ter elevado a temperatura interior uns 100º kelvin.

A inclinación axial de Mercurio é case nula, co mellor valor medido tan baixo como 0,027 graos. Esta é significativamente menor que a de Xúpiter, que ten a segunda menor inclinación axial de todos os planetas con 3,1 graos. Isto significa que para un observador situado nos polos de Mercurio, o centro do Sol nunca se eleva máis de 2,1 arcominutos por encima do horizonte. En comparación, o tamaño angular do Sol visto desde Mercurio oscila entre  e 2 graos de diámetro.

En certos puntos da superficie de Mercurio, un observador podería ver o Sol asomarse un pouco máis de dous terzos do camiño sobre o horizonte, logo dar marcha atrás e poñerse antes de saír de novo, todo dentro do mesmo día mercuriano. Isto débese a que aproximadamente catro días terrestres antes do perihelio, a velocidade orbital angular de Mercurio é igual á súa velocidade de rotación angular, de modo que o movemento aparente do Sol cesa; máis preto do perihelio, a velocidade orbital angular de Mercurio supera entón á velocidade de rotación angular. Así, para un hipotético observador en Mercurio, o Sol parece moverse en dirección retrogrado. Catro días despois do perihelio, renóvase o movemento aparente normal do Sol. Un efecto semellante ocorrería se Mercurio estivese en rotación síncrona: a ganancia e perda alternas de rotación durante unha revolución provocarían unha libración de 23,65° de lonxitude

Pola mesma razón, hai dous puntos no ecuador de Mercurio, separados 180 graos en lonxitude, en calquera dos cales, ao redor do perihelio en anos mercurianos alternos (unha vez por día mercuriano), o Sol pasa por encima, logo inverte o seu movemento aparente e pasa por encima de novo, logo inverte o seu movemento unha segunda vez e pasa por encima unha terceira vez, tardando un total uns 16 días terrestres para todo este proceso. Nos outros anos mercurianos alternos, ocorre o mesmo no outro destes dous puntos. A amplitude do movemento retrógrado é pequena, polo que o efecto global é que, durante dous ou tres semanas, o Sol está case inmóbil no alto, e é máis brillante porque Mercurio está no perihelio, o seu punto máis próximo ao Sol. Esta exposición prolongada ao Sol no seu punto máis brillante fai que estes dous puntos sexan os lugares máis quentes de Mercurio. A temperatura máxima prodúcese cando o Sol está nun ángulo duns 25 graos despois do mediodía debido o desfase de temperatura diúrna, aos 0,4 días de Mercurio e 0,8 anos de Mercurio despois da saída do Sol. Pola contra, hai outros dous puntos no ecuador, a 90 graos de lonxitude dos primeiros, onde o Sol pasa por encima só cando o planeta está en afelio en anos alternos, cando o movemento aparente do Sol no ceo de Mercurio é relativamente rápido. Estes puntos, que son os do ecuador onde se produce o movemento retrógrado aparente do Sol cando está a cruzar o horizonte como se describe no parágrafo anterior, reciben moito menos calor solar que os primeiros descritos anteriormente.

Mercurio alcanza unha conxunción inferior (máximo achegamento á Terra) cada 116 días terrestres de media, pero este intervalo pode oscilar entre 105 e 129 días debido á órbita excéntrica do planeta. Mercurio achegase á Terra, a 82 200 000 km (0,549 unidades astronómicas) aínda que esta distamcia está a diminuír lentamente: O seguinte achegamento inferior os 82 100 000 km sera no ano 2679, e en 4487 estará dentro dos 82 000 000 km pero non estará dentro dos 80 000 000 km até o ano 28.622.Achegamentos máis próximos de Mercurio á Terra xerados con:  1. Solex 10   (Text Output file )  2. Gravity Simulator charts   3. JPL Horizons 1950–2200    O seu período de movemento retrógrado visto desde a Terra pode variar de 8 a 15 días a ambos os dous lados dunha conxunción inferior. Este amplo intervalo débese á elevada excentricidade orbital do planeta. Basicamente, dado que Mercurio é o máis próximo ao Sol, cando se toma unha media ao longo do tempo, Mercurio é a maioría das veces o planeta máis próximo á Terra, e -nesa medida- é o planeta máis próximo a cada un dos demais planetas do sistema solar.
 Convención de lonxitude 
A convención de lonxitude para Mercurio sitúa o cero de lonxitude nun dos dous puntos máis quentes da superficie, como se describiu anteriormente. Con todo, cando esta zona foi visitada por primeira vez, por , este meridiano cero estaba na escuridade, polo que era imposible seleccionar un trazo na superficie para definir a posición exacta do meridiano. Por tanto, elixiuse un pequeno cráter situado máis ao oeste, chamado Hun Kal, que proporciona o punto de referencia exacto para medir a lonxitude. O centro do Hun Kal define o meridiano 20° oeste. Unha resolución da Unión Astronómica Internacional de 1970 suxire que as lonxitudes se midan positivamente en dirección oeste en Mercurio. Por tanto, os dous lugares máis quentes do ecuador están nas lonxitudes 0° O e 180° O, e os puntos máis fríos do ecuador están nas lonxitudes 90° O e 270° O. Con todo, o proxecto MESSENGER utiliza unha convención este-positivo.
 Resonancia espín-órbita 
miniatura|upright|Despois dunha órbita, Mercurio xirou 1,5 veces, polo que tras dúas órbitas completas volve iluminarse o mesmo hemisferio.
Durante moitos anos pensouse que Mercurio estaba bloqueado de forma sincronizada co Sol, xirando unha vez por cada órbita e mantendo sempre a mesma cara dirixida cara ao Sol, do mesmo xeito que o mesmo lado da Lúa sempre mira á Terra. As observacións por radar realizadas en 1965 demostraron que o planeta ten unha resonancia espín-órbita 3:2, xirando tres veces por cada dúas revolucións ao redor do Sol. A excentricidade da órbita de Mercurio fai que esta resonancia sexa estable: no perihelio, cando a marea solar é máis forte, o Sol está case inmóbil no ceo de Mercurio.

O bloqueo de marea resoante 3:2 estabilízase pola varianza da forza de marea ao longo da órbita excéntrica de Mercurio, actuando sobre un compoñente dipolar permanente da distribución de masas de Mercurio. Nunha órbita circular non existe tal varianza, polo que a única resonancia estabilizada nunha órbita deste tipo é a 1:1 (por exemplo, Terra-Lúa), cando a forza de marea, estirando un corpo ao longo da liña «centro-corpo», exerce un par que aliña o eixo de menor inercia do corpo (o eixo «máis longo», e o eixo do dipolo antes mencionado) para que mire sempre ao centro. Con todo, cunha excentricidade notable, como a da órbita de Mercurio, a forza de marea ten un máximo no perihelio e, por tanto, estabiliza as resonancias, como a 3:2, asegurando que o planeta apunta o seu eixo de menor inercia aproximadamente cara ao Sol ao pasar polo perihelio.

A razón orixinal pola que os astrónomos pensaban que estaba bloqueado sincrónicamente era que, sempre que Mercurio estaba mellor situado para a súa observación, atopábase case sempre no mesmo punto da súa resonancia 3:2, mostrando por tanto a mesma cara. Isto débese a que, casualmente, o período de rotación de Mercurio é case exactamente a metade do seu período sinódico con respecto á Terra. Debido á resonancia espín-órbita 3:2 de Mercurio, un día solar dura uns 176 días terrestres. Un día sideral (o período de rotación) dura uns 58,7 días terrestres.

As simulacións indican que a excentricidade orbital de Mercurio variou caóticamente desde case cero (circular) até máis de 0,45 ao longo de millóns de anos debido ás perturbacións dos demais planetas. Pensábase que isto explicaba a resonancia spin-órbita 3:2 de Mercurio (en lugar da máis habitual 1:1), xa que este estado é máis probable que se produza durante un período de alta excentricidade. Con todo, modelos precisos baseados nunha resposta realista das mareas demostraron que Mercurio foi capturado nun estado de órbita de espín 3:2 nunha etapa moi temperá da súa historia, nos primeiros 20 (máis probablemente 10) millóns de anos despois da súa formación.

As simulacións numéricas amosan que unha futura interacción resonante orbital secular co perihelio de Xúpiter podería provocar que a excentricidade da órbita de Mercurio aumentase ata o punto de que existise un 1 % de probabilidades de que a órbita se desestabilizase no próximos cinco mil millóns de anos. Se isto ocorre, Mercurio podería caer contra o Sol, chocar con Venus, ser expulsado do sistema solar ou mesmo alterar o resto do sistema solar interior.
 Avance do perihelio 
miniatura|upright|Precesión apsidal da órbita de Mercurio
En 1859, o matemático e astrónomo francés Urbain Le Verrier informou de que a lenta precesión da órbita de Mercurio ao redor do Sol non podía explicarse completamente mediante a mecánica newtoniana e as perturbacións dos planetas coñecidos. Entre as posibles explicacións, suxeriu que podería existir outro planeta (ou talvez unha serie de "corpúsculos" máis pequenos) nunha órbita aínda máis próxima ao Sol que a de Mercurio, para dar conta desta perturbación. (At p. 383 No mesmo volume, ao informe de Le Verrier séguelle outro, de Faye, no que recomenda encarecidamente aos astrónomos que busquen un obxecto intramercuriano non detectado até entón.) Outras explicacións consideradas incluían unha lixeira oblacidade do Sol. O éxito da procura de Neptuno baseada nas súas perturbacións da órbita de Urano levou aos astrónomos a confiar nesta posible explicación, e o planeta hipotético foi bautizado como Vulcano, pero nunca se atopou ningún planeta deste tipo..

A precesión perihelial observada de Mercurio é de 5.600 segundos de arco (1,5556°) por século en relación coa Terra, ou 574,10 ± 0,65 segundos de arco por século en relación coa ICRF inercial. A mecánica newtoniana, tendo en conta todos os efectos dos outros planetas e incluíndo 0,0254 segundos de arco por século debido á achatamento do Sol, predí unha precesión de 5.557 segundos de arco (1,5436°) por século en relación coa Terra, ou 531,63 ± 0,69 segundos de arco por século en relación coa ICRF. A principios do século XX, a teoría xeral da relatividade de Albert Einstein proporcionou a explicación para a precesión observada, ao formalizar a gravitación como mediada pola curvatura do espazo-tempo. O efecto é pequeno: só 42,980 ± 0,001 segundos de arco por século (ou 0,43 segundos de arco por ano, ou 0,1035 segundos de arco por período orbital) para Mercurio; polo tanto, require un pouco máis de 12,5 millóns de órbitas, ou 3 millóns de anos, para un xiro completo en exceso. Existen efectos similares, pero moito menores, para outros corpos do sistema solar: 8,6247 segundos de arco por século para Venus, 3,8387 para a Terra, 1,351 para Marte e 10,05 para o asteroide (1566) Ícaro.

 Ambiente xeral 
Se un explorador andase pola superficie de Mercurio, vería un mundo semellante ao chan lunar. Os montes ondulados e cubertos de poeira foron erosionados polo constante bombardeo de meteoritos. Existen escarpas con varios quilómetros de altura e centenas de quilómetros de lonxitude. A superficie está punteada de cráteres. O explorador notaría que o Sol parece dúas veces e media maior que dende a Terra; porén, o ceo está sempre (exceptuando o lugar xusto onde se atope o Sol) negro pois Mercurio practicamente non ten atmosfera e a que ten non é suficiente para causar a dispersión da luz. Ó ter o ceo negro, se o explorador ollase fixamente para o espazo, vería dúas estrelas brillantes, unha con tonalidade crema, Venus, e a outra azul, a Terra.
 Observacións 
miniatura|Mercurio (abaixo á esquerda) visto desde San Jose, California con Venus e a Lúa.|esquerda
Calcúlase que a magnitude aparente de Mercurio varía entre −2,48 (máis brillante que Sirius) ao redor da conxunción superior e +7,25 (por baixo do límite de visibilidade a primeira ollada) ao redor da conxunción inferior.
 A magnitude aparente media é 0,23, mentres que a desviación estándar de 1,78 é a maior de todos os planetas. A magnitude aparente media na conxunción superior é −1,89, mentres que na conxunción inferior é +5,93.
 A observación de Mercurio complícase pola súa proximidade ao Sol, xa que se perde no resplandor solar durante gran parte do tempo. Mercurio só pode observarse durante un breve período de tempo, xa sexa ao amencer ou á tardiña.

As observacións de Mercurio realizadas con telescopios terrestres só revelan un disco parcial iluminado con detalles limitados. O Telescopio Espacial Hubble non pode observar Mercurio en absoluto, debido aos procedementos de seguridade que impiden que se enfoque demasiado preto do Sol. Debido a que o desprazamento de 0,15 revolucións da Terra nun ano mercuriano constitúe un ciclo de sete anos mercurianos (0,15 × 7 ≈ 1,0), no sétimo ano mercuriano, Mercurio segue case exactamente (7 días antes) a secuencia de fenómenos que mostrou sete anos mercurianos antes.
miniatura|Mapa en falsa cor que mostra as temperaturas máximas da rexión polar norte.
Do mesmo xeito que a Lúa e Venus, Mercurio presenta fases lunares tal e como se observan desde a Terra. É "novo" na conxunción inferior e "cheo" na conxunción superior. O planeta é invisible desde a Terra en ambas as ocasións debido a que queda oculto polo Sol, excepto na súa fase nova durante un tránsito. Tecnicamente, Mercurio é máis brillante visto desde a Terra cando se atopa en fase chea. Aínda que Mercurio está máis lonxe da Terra cando está cheo, a maior área iluminada que é visible e o aumento de brillo da oposición compensan con creces a distancia. O contrario ocorre con Venus, que parece máis brillante cando é unha lúa crecente, porque está moito máis preto da Terra que cando é lúa menguante.
Mercurio obsérvase mellor no primeiro e último cuarto, aínda que son fases de menor brillo. As fases do primeiro e último cuarto prodúcense na maior elongación ao leste e ao oeste do Sol, respectivamente. En ambos os casos, a separación de Mercurio con respecto ao Sol oscila entre os 17,9° no perihelio e os 27,8° no afelio. – Números xerados usando o Grupo de Dinámica do sistema solar, Horizons On-Line Ephemeris System  Na súa maior elongación occidental, Mercurio sae antes do amencer, e na súa maior elongación oriental, ponse despois do atardecer.
miniatura|Imaxe en falsa cor de Carnegie Rupes, unha formación tectónica: terreo elevado (vermello); baixo (azul).
Mercurio é máis frecuente e fácil de ver desde o hemisferio sur que desde o norte. Isto débese a que a elongación occidental máxima de Mercurio só se produce a principios de outono no hemisferio sur, mentres que a súa elongación oriental máxima só se produce a finais de inverno no hemisferio sur.  En ambos os casos, o ángulo no que a órbita do planeta se cruza co horizonte maximizase, o que lle permite saír varias horas antes do amencer no primeiro caso e non pórse até varias horas despois da posta do sol no segundo, desde latitudes medias do sur, como Arxentina e Suráfrica.

Un método alternativo para observar Mercurio consiste en observar o planeta cun telescopio durante as horas diúrnas, cando as condicións son claras, idealmente cando se atopa na súa maior elongación. Isto permite atopar o planeta facilmente, incluso utilizando telescopios con aperturas de 8 cm. Con todo, hai que ter moito coidado de non mirar directamente ao Sol, xa que existe un risco extremo de sufrir danos oculares. Este método evita a limitación da observación crepuscular cando a eclíptica se atopa a baixa altitude (por exemplo, nas tardes de outono). O planeta atópase máis alto no ceo e os efectos atmosféricos afectan menos á súa visión. Mercurio pode verse a tan só 4° do Sol preto da conxunción superior, cando alcanza case o seu máximo brillo.

Mercurio, do mesmo xeito que outros planetas e as estrelas máis brillantes, pode verse durante unha eclipse solar total.

 Historia da observación 
Antes da Mariner 10, pouco se coñecía de Mercurio por causa da dificultade de observalo cos telescopios terrestres: na máxima distancia, visto desde a Terra, está apenas a 28º de separación do Sol. Por iso, só se pode ver, durante o día, ben inmediatamente antes de nacer o Sol ou ben inmediatamente despois do solpor. Cando se observa ó amencer ou ó anoitecer, Mercurio está tan baixo no horizonte, que a luz ten que pasar a través do equivalente a 10 veces a capa da atmosfera terrestre que pasaría se Mercurio estivese directamente por riba de nós.
 Astrónomos antigos 
miniatura|upright|Mercurio, de Liber astronomiae, 1550
As primeiras observacións coñecidas de Mercurio proceden das taboas MUL.APIN. É moi probable que estas observacións fosen realizadas por un astrónomo asirio ao redor do século XIV a. C. O nome cuneiforme utilizado para designar a Mercurio nas tablillas MUL.APIN transcríbese como UDU.IDIM.GU\Ou4.UD («o planeta saltarico»). Os rexistros babilónicos de Mercurio remóntanse ao primeiro milenio a. C. Os babilonios chamaron ao planeta Nabu polo mensaxeiro dos deuses na súa mitoloxía.

Os antigos gregos da época de Hesíodo coñecían o planeta como Στίλβων (Stilbon), que significa "o resplandecente", e Ἑρμάων (Hermaon). Máis tarde, os gregos chamaron ao planeta Apolo cando era visible no ceo da mañá e Hermes cando era visible ao anoitecer. Arredor do século IV a. C., os astrónomos gregos decatáronse de que os dous nomes referíanse ao mesmo corpo celeste, Hermes (Ερμής: Ermis), un nome planetario que se mantivo no grego moderno. 

O astrónomo grecoexipcio Tolomeo escribiu sobre a posibilidade de tránsitos planetarios a través da superficie do Sol na súa obra Hipótese planetarias. Suxeriu que non se observaron tránsitos porque os planetas como Mercurio eran demasiado pequenos para ser vistos ou porque os tránsitos eran demasiado infrecuentes.

Na antiga China Mercurio coñecíase como "A Estrela da Hora" (Chen-xing ). Asociábase coa dirección norte e a fase da auga no sistema metafísico das Cinco Fases. As culturas modernas chinesa, coreana, xaponesa e vietnamita refírense ao planeta literalmente como o "estrela da auga" (), baseado nos Cinco elementos. A mitoloxía hindú utilizaba o nome Budha para referirse a Mercurio, e críase que este deus presidía o mércores. O deus Odín (ou Woden) do paganismo xermánico estaba asociado co planeta Mercurio e o mércores. É posible que os maias representasen a Mercurio como un bufo (ou quizais catro bufos: dous para o aspecto matutino e dous para o vespertino) que servía como mensaxeiro do inframundo. A Mercurio coñecíaselle ás veces como «Stilbon» (mitoloxía) (en grego: Στίλβων), que significa «o brillante, o resplandecente».
miniatura|upright|esquerda|O modelo de Ibn al-Shatir para as aparicións de Mercurio, que mostra a multiplicación dos epiciclos utilizando o par de Tusi, eliminando así os excéntricos e ecuantes tolemaicos.
Na astronomía islámica medieval, o astrónomo andaluz Abū Ishāq Ibrāhīm al-Zarqālī describiu no século XI o epiciclo da órbita xeocéntrica de Mercurio como ovalado, similar a un ovo ou un piñón, aínda que esta observación non influíu na súa teoría astronómica nin nos seus cálculos astronómicos. at pp. 118–122. No século XII, Avempace observou "dous planetas como manchas negras na superficie do Sol", o que máis tarde foi suxerido como o tránsito de Mercurio e/ou Venus polo astrónomo Qutb al-Din al-Shirazi do observatorio de Maragheh no século XIII. A maioría destes informes medievais sobre tránsitos consideráronse posteriormente observacións de manchas solares.

Na India, o astrónomo Nilakantha Somayaji da Escola de Kerala desenvolveu no século XV un modelo planetario parcialmente heliocéntrico no que Mercurio orbita ao redor do Sol, que á súa vez orbita ao redor da Terra, similar ao sistema ticónico proposto máis tarde por Tycho Brahe a finais do século XVI.

Investigación telescópica terrestre
Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli creou un esquema onde mostraba algunhas estruturas de Mercurio. Concluíu que Mercurio debería estar "preso" ao Sol de modo a acompañar o seu movemento, tal como a Lúa está "presa" á Terra. En 1962, os radioastrónomos estudaron as emisións de radio de Mercurio e concluíron que o lado escuro é quente de máis para estar preso, acompañando o movemento. Era de esperar que fose moito máis frío se estivese sempre virado para o lado oposto ó Sol. En 1965, Pettengill e Dyce estimaron o período de rotación de Mercurio, baseándose en observacións de radar, de 59 +- 5 días. Máis tarde, en 1971, Goldstein mellorou o cálculo do período de rotación para 58,65 +- 0,25 días por medio de observacións do radar. Despois de observacións máis próximas obtidas pola Mariner 10, o período foi estimado en 58,646 +- 0,005 días.

 Mariner 10 

miniatura|upright|Mosaico de imaxes de Mercurio tomadas a 125.000 millas de distancia. O pequeno cráter de raios brillantes (xusto debaixo do centro superior) foi a primeira característica recoñecible na superficie do planeta e foi nomeado en memoria do astrónomo Gerard Kuiper,
miniatura|Mariner 10
Moitos dos descubrimentos científicos sobre Mercurio veñen da sonda espacial Mariner 10 que foi lanzada en 3 de novembro de 1973. Pasou en 29 de marzo de 1974 a unha distancia de 705 km da superficie do planeta. En 21 de setembro de 1974 pasou por segunda vez o 16 de marzo de 1975 pola terceira vez. Durante estas visitas, foron obtidas máis de 2.700 fotografías, cubrindo o 45% da superficie de Mercurio. Ata ese momento, os científicos non sospeitaban que Mercurio tiña un campo magnético. Pensaban que, por ser pequeno, o seu núcleo solidificárase hai moito tempo. A presenza dun campo magnético indica que o planeta ten un núcleo de ferro que está polo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos son xerados pola rotación dun núcleo condutivo fundido e este efecto é coñecido como efecto de dinamo.

A Mariner 10 mostrou que Mercurio ten un campo magnético que é un 1% máis forte que o da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graos en relación ao eixo de rotación de Mercurio e produce unha magnetosfera á volta do planeta. A orixe do campo magnético é descoñecida. Pode ser producido polo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra orixe do campo pode ser a magnetización residual das rochas férreas que foron magnetizadas cando o planeta tiña un campo magnético forte, durante a súa xuventude. Cando o planeta se solidificou, a magnetización residual permaneceu.

 Densidade 
Xa antes da Mariner 10, sabíase que Mercurio tiña unha alta densidade. A súa densidade é de 5,44 g/cm³ e é comparable á densidade da Terra, de 5,52g/cm³. Nun estado non comprimido a densidade de Mercurio é 5,5 g/cm³ en tanto a da Terra é apenas de 4,0 g/cm³. Esta alta densidade indica que o planeta está constituído por 60 a 70 por cento en peso de metal e 30 por cento en peso de silicatos. Isto dá un núcleo cun raio de 75% do raio do planeta e un volume do núcleo de 42% do volume do planeta.

 Características da superficie 
As fotografías obtidas pola Mariner 10 mostran un mundo que parece a lúa. Está cribado de cráteres, contén cuncas de aneis e moitas correntes de lava. Os cráteres varían en tamaño desde os 100 metros (a resolución de imaxe máis pequena que se consegue obter pola Mariner 10) ata 1.300 quilómetros e están en varios estados de conservación. Algúns son recentes con arestas vivas e raios brillantes. Outros están altamente degradados, con arestas que foron suavizadas polo bombardeo de meteoritos. O maior cráter en Mercurio é a bacia Caloris Planitia. Unha bacia foi definida por Hartmann e Kuiper (1962) como unha "depresión circular larga con aneis concéntricos distintos e liñas radiais". Outros consideran calquera cráter con máis de 200 km como unha bacia. A bacia Caloris ten 1.300 quilómetros de diámetro, e probabelmente foi causada por un proxectil cunha dimensión de máis de 100 km. O impacto produciu unha elevación con aneis concéntricos con tres quilómetros de altura e expeleu materia polo planeta ata unha distancia de 600 a 800 quilómetros. (Outro bo exemplo dunha bacia con aneis concéntricos é a rexión Vallalla en Calisto, unha lúa de Xúpiter). As ondas sísmicas producidas polo impacto en Caloris concentráronse no outro lado do planeta e provocaron unha zona de terreo caótico. Despois do impacto, o cráter foi parcialmente cheo con lava. Mercurio está cheo de grandes peñascos ou escarpas que aparentemente se formaron cando Mercurio arrefeceu e sufriu unha compresión dalgúns quilómetros. Esta compresión produciu unha crista engurrada con escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de lonxitude.

A maior parte da superficie de Mercurio está cuberta de planicies. Moitas delas son antigas e cribadas de cráteres, mais algunhas das planicies teñen menos cráteres. Os científicos clasificaron estas planicies como planicies intercráteres e planicies suaves. As planicies intercráteres están menos saturadas de cráteres que teñen menos de 15 km de diámetro. Estas planicies probabelmente foron formadas cando as correntes de lava cubriron os terreos máis antigos. As planicies suaves son recentes con poucos cráteres. Existen planicies suaves ó redor da cunca Caloris. Nalgunhas áreas poden ser vistas pequenas porcións de lava a encher os cráteres.

 Formación do planeta 
A historia da formación de Mercurio é semellante á da Terra. Hai preto de 4.500 millóns de anos formáronse os planetas. Esta foi unha época de bombardeo intenso sobre os planetas, que eran alcanzados pola materia e fragmentos da nebulosa da que se formaron. Logo no inicio desta formación, Mercurio probabelmente ficou cun núcleo metálico denso e unha cortiza de silicatos. Despois do intenso período de bombardeo, correntes de lava percorreran o planeta e cubriron a cortiza máis antiga. Nesa época, moitos dos fragmentos desapareceron e Mercurio entrou nun período de bombardeo máis lixeiro. Durante este período formáronse as planicies intercráteres. Entón Mercurio arrefeceu. O núcleo contraeuse, o que á súa vez quebrou a cortiza e produciu as escarpas. Durante a terceira etapa, a lava correu polas rexións máis baixas, producindo as áreas máis chas. Durante a cuarta etapa, os bombardeos de micrometeoritos crearon unha superficie de poeira que é coñecida por regolito. Algúns meteoritos pouco maiores chegaron á superficie e produciron os cráteres de raios luminosos. Alén de colisións ocasionais de meteoritos, a superficie de Mercurio xa non está activa e permanece no mesmo estado de hai millóns de anos.

 Mercurio, a teoría da gravitación universal e a teoría da relatividade xeral 
Mercurio ten sido un planeta que permitiu probar os límites da Lei da Gravitación Universal de Newton, contribuíndo a afianzar a Teoría da Relatividade Xeral de Einstein. Dende o descubrimento da anomalía do seu movemento de translación en relación co calculado segundo as leis de Kepler e a TGU, segundo remarcou Le Verrier en 1859, non se deu explicación a tal desviación ata a aplicación da TRX en 1917.

 Notas 

Referencias

 Véxase tamén 

 Bibliografía 
 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, páx. 141-145. Volum 5. (Acta Astronautica, Aug 2003, Vol. 53, Issue 4-10, p375, 11p; (AN 11471527).
 Outros artigos 
 Tránsito de Mercurio

Categoría:Mercurio
Categoría:Artigos que toda Wikipedia debería ter (Ciencia)