Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Mercurio.

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

|  |
| --- |
| **Mercurio** ☿ |
| Mercurio, imaxe do Mariner 10 |
| Descubrimento |
| Descuberto por | civilizacións antigas |
| Descuberto | na antigüidade |
| Características orbitais |
| Distancia media ao Sol | 0,387UA |
| Raio Medio | 57 910 000 km |
| Excentricidade | 0,20563069 |
| Período orbital | 87 d 23,3 h |
| Período sinódico | 115,88 días |
| Velocidade orbital media | 47,8725 km/s |
| Inclinación orbital | 7,004° |
| Número de Satélites | 0 |
| Caractrísticas físicas |
| Diámetro ecuatorial | 4879,4 km |
| Área superficial | 7,5 × 107 km² |
| Masa | 3,302×1023 kg |
| Densidade media | 5,43 g/cm³ |
| Aceleración gravítica  na superficie | 2,78 m/s² |
| Período de rotación | 58 d 15.5088 h |
| Inclinación axial | 0° |
| Albedo | 0,10-0,12 |
| Velocidade de escape | 4,25 km/s |
| Temperatura media na superficie: Día | 623 K |
| Temperatura media na superficie: Noite | 103 K |
| Temperatura  na superficie | 

| min | méd | máx |
| --- | --- | --- |
| 90 K | 440 K | 700 K |

 |
| Características atmosféricas |
| Presión atmosférica | Vestixios |
| Potasio | 31,7% |
| Sodio | 24,9% |
| Osíxeno atómico | 9,5% |
| Árgon | 7,0% |
| Helio | 5,9% |
| Osíxeno molecular | 5,6% |
| Xofre | 5,2% |
| Dióxido de carbono | 3,6% |
| Auga | 3,4% |
| Hidróxeno | 3,2% |

 |

**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 telescópicamente 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, 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 1⁄30 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 100 K (−173 °C; −280 °F) pola noite e 700 K (427 °C; 800 °F) durante o día nas rexións ecuatoriais. As rexións polares están constantemente por debaixo de 180 K (−93 °C; −136 °F). 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 *Mariner 10* 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, un nome que se conserva no grego moderno (Ερμής *Ermis*). 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: ☿.

Características físicas
-----------------------

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

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 2 020 ± 30 km (1 255 ± 19 mi), 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 500–700 km (310–430 mi) de manto composto por silicatos. Segundo os datos da misión *Mariner 10* e da observación terrestre, estímase que a codia de Mercurio é de 35 km (22 mi) de groso. Non obstante, esta estimacion pode ser unha sobreestimación e a codia podería ter un grosor de 26 ± 11 km (16,2 ± 6,8 mi) 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 estabilizara. 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

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 químicamente 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, químicamente 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

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.

Vista aérea de Caloris BasinVista aérea de Caloris Basin
Vista en perspectiva de Caloris Basin - alto (vermello); baixo (azul)Vista en perspectiva de Caloris Basin - alto (vermello); baixo (azul)

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.

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

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

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

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 *Mariner 10*, 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 300 nT. 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 *Mariner 10* 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 *Mariner 10* 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 800 km 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
----------------------------

Orbita de Mercurio (2006)Orbita de Mercurio (2006)
Animación da revolución de Mercurio e a Terra ao redor do SolAnimación da revolución de Mercurio e a Terra ao redor do Sol

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 1 1⁄4 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

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.

Historia do coñecemento sobre o planeta
---------------------------------------

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.

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
----------

*Artigo principal**:* 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
-----

1. ↑   En astronomía, as palabras "rotación" e "revolución" teñen significados diferentes. "Rotación" é o xiro dun corpo ao redor dun eixo que pasa polo corpo, como en "A Terra xira unha vez ao día". "Revolución" é o movemento ao redor dun centro externo ao corpo, normalmente en órbita, como en "A Terra tarda un ano por cada revolución ao redor do Sol". Os verbos "rotar" e "revolucionar" significan facer unha rotación e unha revolución, respectivamente.
2. ↑   Plutón foi considerado un planeta desde o seu descubrimento en 1930 ata 2006, pero despois foi reclasificado como planeta anano. A excentricidade orbital de Plutón é maior que a de Mercurio. Plutón tamén é máis pequeno que Mercurio, pero pensouse que era máis grande ata 1976.
3. ↑

Referencias

1. ↑  Alejandra Torres. Konrad Lorenz Fundación Universitaria, ed. "Albert Einstein y la Órbita de Mercurio". *konradlorenz.edu.co*. Consultado o 29 de xullo do 2022.
2. ↑  astronomos.org. "Mercurio". Consultado o 30 de xullo do 2022.
3. ↑  Elkins-Tanton, Linda T. (2006). *Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System*. Infobase Publishing. p. 51. ISBN 978-1-4381-0729-5.  Extract of page 51
4. ↑  "Animated clip of orbit and rotation of Mercury". Sciencenetlinks.com.
5. 1 2  Astrono-Tuya (ed.). "¿como es la orbita de mercurio?". Arquivado dende o orixinal o 29 de xullo de 2022. Consultado o 29 de xullo do 2022.
6. 1 2  Prockter, Louise (2005). *Ice in the Solar System* (PDF) **26**. Johns Hopkins APL Technical Digest. Consultado o 30 de xullo do 2022.
7. ↑  "Mercury Transit 2019 - PROBA2 Science Center". *proba2.sidc.be*. Consultado o 2019-11-11.
8. ↑  "NASA Completes MESSENGER Mission with Expected Impact on Mercury's Surface". Arquivado dende o orixinal o 3 de maio de 2015. Consultado o April 30, 2015.
9. ↑  "From Mercury orbit, MESSENGER watches a lunar eclipse". Planetary Society. 10 de outubro de 2014. Consultado o 30 de xullo do 2022.
10. ↑  "Innovative use of pressurant extends MESSENGER's Mercury mission". Astronomy.com. December 29, 2014. Consultado o 30 de xullo do 2022.
11. ↑  "Meeting Mercury". *www.esa.int* (en inglés). Consultado o 2021-10-05.
12. 1 2  Dunne, James A.; Burgess, Eric (1978). "Chapter One". *The Voyage of Mariner 10 – Mission to Venus and Mercury*. NASA History Office. Arquivado dende o orixinal o 17 de novembro de 2017. Consultado o 30 de xullo de 2022.
13. ↑  name of the planet Mercury
14. ↑  "Greek Names of the Planets". 25 de abril de 2010. Consultado o 30 de xullo do 2022. *Ermis* é o nome grego do planeta Mercurio, que é o planeta máis próximo ao Sol. Leva o nome do deus grego do comercio, Ermis ou Hermes, que tamén era o mensaxeiro dos deuses gregos antigos.  See also the Greek article about the planet.
15. ↑  Antoniadi, Eugène Michel (1974). *The Planet Mercury*. Translated from French by Moore, Patrick. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd. pp. 9–11. ISBN 978-0-904094-02-2.
16. ↑  Duncan, John Charles (1946). *Astronomy: A Textbook*. Harper & Brothers. p. 125. O símbolo de Mercurio representa o Caduceo, unha variña con dúas serpes enroscadas ao seu redor, que foi levada polo mensaxeiro dos deuses..
17. ↑  
Jones, Alexander (1999). *Astronomical papyri from Oxyrhynchus*. pp. 62–63. ISBN 9780871692337. Agora é posible rastrexar os símbolos medievais de polo menos catro dos cinco planetas ata formas que aparecen nalgúns dos últimos horóscopos papiros ([ P.Oxy. ] 4272, 4274, 4275 [.. .]). O de Mercurio é un caduceo estilizado.
18. 1 2 3  "Mercury Fact Sheet". 23 de decembro de 2021. Consultado o 31 de xullo do 2022.
19. 1 2 3  Strom, Robert G.; Sprague, Ann L. (2003). *Exploring Mercury: the iron planet*. Springer. ISBN 978-1-85233-731-5. Consultado o 31 de xullo do 2022.
20. ↑  Talbert, Tricia, ed. (21 de marzo de 2012). "MESSENGER Provides New Look at Mercury's Surprising Core and Landscape Curiosities". NASA. Arquivado dende o orixinal o 12 de xaneiro de 2019. Consultado o 31 de xullo do 2022.
21. ↑  "Scientists find evidence Mercury has a solid inner core". *AGU Newsroom* (en inglés). Consultado o 31 de xullo do 2022.
22. ↑  "Mercury". US Geological Survey. 8 de maio de 2003. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2006. Consultado o 31 de xullo do 2022.
23. ↑  Lyttleton, Raymond A. (1969). "On the Internal Structures of Mercury and Venus". *Astrophysics and Space Science* **5** (1): 18–35. Bibcode:1969Ap&SS...5...18L. doi:10.1007/BF00653933.
24. ↑  Margot, Jean-Luc; Peale, Stanton J.; Solomon, Sean C.; Hauck, Steven A.; Ghigo, Frank D.; Jurgens, Raymond F.; Yseboodt, Marie; Giorgini, Jon D.; Padovan, Sebastiano; Campbell, Donald B. (2012). "Mercury's moment of inertia from spin and gravity data". *Journal of Geophysical Research: Planets* **117** (E12): n/a. Bibcode:2012JGRE..117.0L09M. ISSN 0148-0227. doi:10.1029/2012JE004161.
25. ↑  Hauck, Steven A.; Margot, Jean-Luc; Solomon, Sean C.; Phillips, Roger J.; Johnson, Catherine L.; Lemoine, Frank G.; Mazarico, Erwan; McCoy, Timothy J.; Padovan, Sebastiano; Peale, Stanton J.; Perry, Mark E.; Smith, David E.; Zuber, Maria T. (2013). "The curious case of Mercury's internal structure". *Journal of Geophysical Research: Planets* **118** (6): 1204–1220. Bibcode:2013JGRE..118.1204H. doi:10.1002/jgre.20091.
26. ↑  Gold, Lauren (3 de maio de 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". *Chronicle* (Cornell University). Consultado o 1 de agosto do 2022.
27. ↑  Finley, Dave (3 de maio de 2007). "Mercury's Core Molten, Radar Study Shows". National Radio Astronomy Observatory. Consultado o 1 de agosto do 2022.
28. 1 2  Spohn, Tilman; Sohl, Frank; Wieczerkowski, Karin; Conzelmann, Vera (2001). "The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo". *Planetary and Space Science* **49** (14–15): 1561–1570. Bibcode:2001P&SS...49.1561S. doi:10.1016/S0032-0633(01)00093-9.
29. ↑  Gallant, Roy A. (1986). *The National Geographic Picture Atlas of Our Universe* (2nd ed.). National Geographic Society. ISBN 9780870446443.
30. ↑  Padovan, Sebastiano; Wieczorek, Mark A.; Margot, Jean-Luc; Tosi, Nicola; Solomon, Sean C. (2015). "Thickness of the crust of Mercury from geoid-to-topography ratios". *Geophysical Research Letters* **42** (4): 1029. Bibcode:2015GeoRL..42.1029P. doi:10.1002/2014GL062487.
31. ↑  Sori, Michael M. (maio de 2018). "A thin, dense crust for Mercury". *Earth and Planetary Science Letters* **489**: 92–99. Bibcode:2018E&PSL.489...92S. doi:10.1016/j.epsl.2018.02.033.
32. ↑  Schenk, Paul M.; Melosh, H. Jay (marzo de 1994). "Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere". *Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference* **1994**: 1994LPI....25.1203S. Bibcode:1994LPI....25.1203S.
33. ↑  Watters, T. R.; Nimmo, F.; Robinson, M. S. (2004). *Chronology of Lobate Scarp Thrust Faults and the Mechanical Structure of Mercury's Lithosphere*. Lunar and Planetary Science Conference. p. 1886. Bibcode:2004LPI....35.1886W.
34. ↑  Watters, Thomas R.; Robinson, Mark S.; Cook, Anthony C. (novembro de 1998). "Topography of lobate scarps on Mercury; new constraints on the planet's contraction". *Geology* **26** (11): 991–994. Bibcode:1998Geo....26..991W. doi:10.1130/0091-7613(1998)026<0991:TOLSOM>2.3.CO;2.
35. 1 2 3 4  Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, Alastair G. W. (1988). "Collisional stripping of Mercury's mantle". *Zenodo* (en inglés) **74** (3). pp. 516–528. Bibcode:1988Icar...74..516B. doi:10.1016/0019-1035(88)90118-2. Consultado o 2 de agosto do 2022.
36. 1 2  Cameron, Alastair G. W. (1985). "The partial volatilization of Mercury". *Icarus* **64** (2): 285–294. Bibcode:1985Icar...64..285C. doi:10.1016/0019-1035(85)90091-0.
37. ↑  Weidenschilling, Stuart J. (1987). "Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury". *Icarus* **35** (1): 99–111. Bibcode:1978Icar...35...99W. doi:10.1016/0019-1035(78)90064-7.
38. ↑  Sappenfield, Mark (29 de setembro de 2011). "Messenger's message from Mercury: Time to rewrite the textbooks". *The Christian Science Monitor*. Consultado o 2de agosto do 2022.
39. ↑  "BepiColombo". Science & Technology. European Space Agency. Consultado o 2de agosto do 2022.
40. ↑  Cartwright, Jon (30 de setembro de 2011). "Messenger sheds light on Mercury's formation". *Chemistry World*. Consultado o 2de agosto do 2022.
41. ↑  Morris, Jefferson (10 de novembro de 2008). "Laser Altimetry". *Aviation Week & Space Technology* **169** (18): 18. A codia de Mercurio é máis análoga a un bolo marmoreado que a un bolo en capas.
42. ↑  Hughes, E. T.; Vaughan, W. M. (March 2012). *Albedo Features of Mercury*. 43rd Lunar and Planetary Science Conference, held March 19–23, 2012 at The Woodlands, Texas. Bibcode:2012LPI....43.2151H. 2151.
43. ↑  Blue, Jennifer (11 de abrilde 2008). "Gazetteer of Planetary Nomenclature". US Geological Survey. Consultado o 3de agosto do 2022.
44. 1 2  Dunne, James A.; Burgess, Eric (1978). "Chapter Seven". *The Voyage of Mariner 10 – Mission to Venus and Mercury*. NASA History Office. Arquivado dende o orixinal o 17 de novembro de 2017. Consultado o 3de agosto do 2022.
45. ↑  Nittler, Larry R.; Weider, Shoshana Z. (2019). "The Surface Composition of Mercury". *Elements* **15** (1): 33–38. doi:10.2138/gselements.15.1.33.
46. ↑  "Categories for Naming Features on Planets and Satellites". US Geological Survey. Consultado o 3 de agosto do 2022.
47. ↑  Strom, Robert G. (1979). "Mercury: a post-Mariner assessment". *Space Science Reviews* **24** (1): 3–70. Bibcode:1979SSRv...24....3S. doi:10.1007/BF00221842.
48. ↑  Broadfoot, A. Lyle; Kumar, Shailendra; Belton, Michael J. S.; McElroy, Michael B. (July 12, 1974). "Mercury's Atmosphere from Mariner 10: Preliminary Results". *Science* **185** (4146): 166–169. Bibcode:1974Sci...185..166B. PMID 17810510. doi:10.1126/science.185.4146.166.
49. ↑  *Geology of the solar system*. IMAP 2596. U.S. Geological Survey. 1997. doi:10.3133/i2596.
50. ↑  Head, James W.; Solomon, Sean C. (1981). "Tectonic Evolution of the Terrestrial Planets" (PDF). *Science* **213** (4503): 62–76. Bibcode:1981Sci...213...62H. PMID 17741171. doi:10.1126/science.213.4503.62. hdl:2060/20020090713. Arquivado dende o orixinal (PDF) o July 21, 2018. Consultado o 3 de agosto do 2022.
51. ↑  "Scientists see Mercury in a new light". *Science Daily*. 28 de febreiro de 2008. Consultado o 3 de agosto do 2022.
52. ↑  "The Giant Spider of Mercury". The Planetary Society. Consultado o June 9, 2017.
53. 1 2 3 4 5 6 7  Spudis, Paul D. (2001). "The Geological History of Mercury". *Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago* (1097): 100. Bibcode:2001mses.conf..100S.
54. ↑  Ritzel, Rebecca (20 de decembro de 2012). "Ballet isn't rocket science, but the two aren't mutually exclusive, either". *The Washington Post* (Washington, D.C. United States). Consultado o 3 de agosto do 2022.
55. ↑  Shiga, David (30 de xaneiro de 2008). "Bizarre spider scar found on Mercury's surface". NewScientist.com news service. Consultado o 4 de agosto do 2022.
56. ↑  Schultz, Peter H.; Gault, Donald E. (1975). "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury". *Earth, Moon, and Planets* **12** (2): 159–175. Bibcode:1975Moon...12..159S. doi:10.1007/BF00577875.
57. ↑  Wieczorek, Mark A.; Zuber, Maria T. (2001). "A Serenitatis origin for the Imbrian grooves and South Pole-Aitken thorium anomaly". *Journal of Geophysical Research* **106** (E11): 27853–27864. Bibcode:2001JGR...10627853W. doi:10.1029/2000JE001384. Arquivado dende o orixinal o 04 de agosto de 2022. Consultado o 4 de agosto do 2022.
58. ↑  Fassett, Caleb I.; Head, James W.; Baker, David M. H.; Zuber, Maria T.; Smith, David E.; Neumann, Gregory A.; Solomon, Sean C.; Klimczak, Christian; Strom, Robert G.; Chapman, Clark R.; Prockter, Louise M.; Phillips, Roger J.; Oberst, Jürgen; Preusker, Frank (October 2012). "Large impact basins on Mercury: Global distribution, characteristics, and modification history from MESSENGER orbital data". *Journal of Geophysical Research* **117**. 15 pp. Bibcode:2012JGRE..117.0L08F. doi:10.1029/2012JE004154. E00L08.
59. ↑  Denevi, Brett W.; Robinson, Mark S. (2008). "Albedo of Immature Mercurian Crustal Materials: Evidence for the Presence of Ferrous Iron". *Lunar and Planetary Science* **39** (1391). p. 1750. Bibcode:2008LPI....39.1750D.
60. 1 2  Wagner, Roland J.; Wolf, Ursula; Ivanov, Boris A.; Neukum, Gerhard (4–5 de outubro de 2001). *Application of an Updated Impact Cratering Chronology Model to Mercury' s Time-Stratigraphic System*. *Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior. Proceedings of a workshop held at The Field Museum.* (Chicago, IL: Lunar and Planetary Science Institute). p. 106. Bibcode:2001mses.conf..106W.
61. ↑  Schleicher, Lisa S.; Watters, Thomas R.; Martin, Aaron J.; Banks, Maria E. (outubro de 2019). "Wrinkle ridges on Mercury and the Moon within and outside of mascons". *Icarus* **331**. pp. 226–237. Bibcode:2019Icar..331..226S. doi:10.1016/j.icarus.2019.04.013.
62. 1 2  Choi, Charles Q. (setembro de 26, 2016). "Mercuryquakes May Currently Shake Up the Tiny Planet". *Space.com*. Consultado o September 28, 2016.
63. ↑  Dzurisin, Daniel (October 10, 1978). "The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments". *Journal of Geophysical Research* **83** (B10). pp. 4883–4906. Bibcode:1978JGR....83.4883D. doi:10.1029/JB083iB10p04883.
64. 1 2  Watters, Thomas R.; Daud, Katie; Banks, Maria E.; Selvans, Michelle M.; Chapman, Clark R.; Ernst, Carolyn M. (September 26, 2016). "Recent tectonic activity on Mercury revealed by small thrust fault scarps". *Nature Geoscience* **9** (10). pp. 743–747. Bibcode:2016NatGe...9..743W. doi:10.1038/ngeo2814.
65. ↑  Giacomini, L.; Massironi, M.; Galluzzi, V.; Ferrari, S.; Palumbo, P. (May 2020). "Dating long thrust systems on Mercury: New clues on the thermal evolution of the planet". *Geoscience Frontiers* **11** (3). pp. 855–870. doi:10.1016/j.gsf.2019.09.005.
66. ↑  Kerber, Laura; Head, James W.; Solomon, Sean C.; Murchie, Scott L.; Blewett, David T. (15 de agosto de 2009). "Explosive volcanic eruptions on Mercury: Eruption conditions, magma volatile content, and implications for interior volatile abundances". *Earth and Planetary Science Letters* **285** (3–4). pp. 263–271. Bibcode:2009E&PSL.285..263K. doi:10.1016/j.epsl.2009.04.037.
67. ↑  Head, James W.; Chapman, Clark R.; Strom, Robert G.; Fassett, Caleb I.; Denevi, Brett W. (September 30, 2011). "Flood Volcanism in the Northern High Latitudes of Mercury Revealed by *MESSENGER*" (PDF). *Science* **333** (6051). pp. 1853–1856. Bibcode:2011Sci...333.1853H. PMID 21960625. doi:10.1126/science.1211997.
68. ↑  Thomas, Rebecca J.; Rothery, David A.; Conway, Susan J.; Anand, Mahesh (S 16 de setembro de 2014). "Long-lived explosive volcanism on Mercury". *Geophysical Research Letters* **41** (17). pp. 6084–6092. Bibcode:2014GeoRL..41.6084T. doi:10.1002/2014GL061224.
69. 1 2 3  Groudge, Timothy A.; Head, James W. (marzo de 2014). "Global inventory and characterization of pyroclastic deposits on Mercury: New insights into pyroclastic activity from MESSENGER orbital data" (PDF). *Journal of Geophysical Research* **119** (3). pp. 635–658. Bibcode:2014JGRE..119..635G. doi:10.1002/2013JE004480. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 18 de xullo de 2019. Consultado o 22 de outubro de 2022.
70. 1 2 3  Rothery, David A.; Thomas, Rebeca J.; Kerber, Laura (1 e xaneiro de 2014). "Prolonged eruptive history of a compound volcano on Mercury: Volcanic and tectonic implications" (PDF). *Earth and Planetary Science Letters* **385**. pp. 59–67. Bibcode:2014E&PSL.385...59R. doi:10.1016/j.epsl.2013.10.023.
71. 1 2  Chang, Kenneth (29 de novembro de 2012). "On Closest Planet to the Sun, NASA Finds Lots of Ice". *The New York Times*. p. A3. Arquivado dende o orixinal o 29 de novembro de 2012. Sean C. Solomon, o principal investigador de MESSENGER, dixo que alí había suficiente xeo para encerrar Washington, D.C. nun bloque conxelado a dúas millas e media de profundidade.
72. 1 2  Vasavada, Ashwin R.; Paige, David A.; Wood, Stephen E. (19 de febreiro de 1999). "Near-Surface Temperatures on Mercury and the Moon and the Stability of Polar Ice Deposits" (PDF). *Icarus* **141** (2): 179–193. Bibcode:1999Icar..141..179V. doi:10.1006/icar.1999.6175. Figure 3 with the "TWO model"; Figure 5 for pole.
73. ↑  John S. Lewis (2004). *Physics and Chemistry of the Solar System* (2nd ed.). Academic Press. p. 463. ISBN 978-0-12-446744-6.
74. ↑  Murdock, Thomas L.; Ney, Edward P. (1970). "Mercury: The Dark-Side Temperature". *Science* **170** (3957). pp. 535–537. Bibcode:1970Sci...170..535M. PMID 17799708. doi:10.1126/science.170.3957.535.
75. ↑  Lewis, John S. (2004). *Physics and Chemistry of the Solar System*. Academic Press. ISBN 978-0-12-446744-6. Consultado o 31 de outubro do 2022.
76. ↑  Ingersoll, Andrew P.; Svitek, Tomas; Murray, Bruce C. (1992). "Stability of polar frosts in spherical bowl-shaped craters on the Moon, Mercury, and Mars". *Icarus* **100** (1). pp. 40–47. Bibcode:1992Icar..100...40I. doi:10.1016/0019-1035(92)90016-Z.
77. ↑  Slade, Martin A.; Butler, Bryan J.; Muhleman, Duane O. (1992). "Mercury radar imaging – Evidence for polar ice". *Science* **258** (5082). pp. 635–640. Bibcode:1992Sci...258..635S. PMID 17748898. doi:10.1126/science.258.5082.635.
78. ↑  Williams, David R. (2 de xuño de 2005). "Ice on Mercury". NASA Goddard Space Flight Center. Consultado o =6 de novembro do 2022.
79. 1 2 3  Rawlins, Katherine; Moses, Julianne I.; Zahnle, Kevin J. (1995). "Exogenic Sources of Water for Mercury's Polar Ice". *Bulletin of the American Astronomical Society* **27**. p. 1117. Bibcode:1995DPS....27.2112R.
80. ↑  Harmon, John K.; Perillat, Phil J.; Slade, Martin A. (2001). "High-Resolution Radar Imaging of Mercury's North Pole". *Icarus* **149** (1). pp. 1–15. Bibcode:2001Icar..149....1H. doi:10.1006/icar.2000.6544.
81. ↑  Domingue, Deborah L.; Koehn, Patrick L.; et al. (2009). "Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere". *Space Science Reviews* **131** (1–4). pp. 161–186. Bibcode:2007SSRv..131..161D. doi:10.1007/s11214-007-9260-9.
82. ↑  Milillo, A.; Wurz, P.; Orsini, S.; Delcourt, D.; Kallio, E.; Killen, R. M.; Lammer, H.; Massetti, S.; Mura, A.; Barabash, S.; Cremonese, G.; Daglis, I. A.; Angelis, E.; Lellis, A. M.; Livi, S.; Mangano, V.; Torkar, K. (Abril de 2005). "Surface-Exosphere-Magnetosphere System Of Mercury". *Space Science Reviews* **117** (3–4): 397–443. Bibcode:2005SSRv..117..397M. doi:10.1007/s11214-005-3593-z.  Parámetro descoñecido `|s2cid=` ignorado (Axuda)
83. ↑  Berezhnoy, Alexey A. (Xaneiro 2018). "Chemistry of impact events on Mercury". *Icarus* **300**: 210–222. Bibcode:2018Icar..300..210B. doi:10.1016/j.icarus.2017.08.034.
84. ↑  Hunten, Donald M.; Shemansky, Donald Eugene; Morgan, Thomas Hunt (1988). "The Mercury atmosphere". En Vilas, Faith; Chapman, Clark R.; Shapley Matthews, Mildred. *Mercury*. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1085-6.
85. ↑  Lakdawalla, Emily (July 3, 2008). "MESSENGER Scientists "Astonished" to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere". The Planetary Society. Consultado o 25 de abril do 2023.
86. ↑  Zurbuchen, Thomas H.; Raines, Jim M.; et al. (2008). "MESSENGER Observations of the Composition of Mercury's Ionized Exosphere and Plasma Environment". *Science* **321** (5885): 90–92. Bibcode:2008Sci...321...90Z. PMID 18599777. doi:10.1126/science.1159314.
87. ↑  "Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of". University of Michigan. June 30, 2008. Consultado o 25 de abril do 2023.
88. ↑  Killen, Rosemary; Cremonese, Gabrielle; et al. (2007). "Processes that Promote and Deplete the Exosphere of Mercury". *Space Science Reviews* **132** (2–4). pp. 433–509. Bibcode:2007SSRv..132..433K. doi:10.1007/s11214-007-9232-0.
89. ↑  Killen, Rosemary M.; Hahn, Joseph M. (December 10, 2014). "Impact Vaporization as a Possible Source of Mercury's Calcium Exosphere". *Icarus* **250**: 230–237. Bibcode:2015Icar..250..230K. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.035. hdl:2060/20150010116.
90. ↑  McClintock, William E.; Vervack, Ronald J.; et al. (2009). "MESSENGER Observations of Mercury's Exosphere: Detection of Magnesium and Distribution of Constituents". *Science* **324** (5927): 610–613. Bibcode:2009Sci...324..610M. PMID 19407195. doi:10.1126/science.1172525.
91. 1 2 3 4  Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew (1999). *The New Solar System*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64587-4.
92. ↑  "SOHO chases asteroid's tail". *www.esa.int* (en inglés). Consultado o 2023-06-04.
93. ↑  "Mercury". NASA. October 19, 2021. Consultado o 16 de outubro do 2023.
94. ↑  Hall, Shannon (24 de marzo de 2020). "Life on the Planet Mercury? 'It's Not Completely Nuts' – A new explanation for the rocky world's jumbled landscape opens a possibility that it could have had ingredients for habitability.". *The New York Times*. Arquivado dende o orixinal o 2020-03-24. Consultado o 16 de outubro do 2023.
95. ↑  Rodriguez, J. Alexis P.; Leonard, Gregory J.; Kargel, Jeffrey S.; Domingue, Deborah; Berman, Daniel C.; Banks, Maria; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Marchi, Simone; Baker, Victor R.; Webster, Kevin D.; Sykes, Mark (16 de marzo de 2020). "The Chaotic Terrains of Mercury Reveal a History of Planetary Volatile Retention and Loss in the Innermost Solar System". *Scientific Reports* **10** (4737). p. 4737. Bibcode:2020NatSR..10.4737R. PMC 7075900. PMID 32179758. doi:10.1038/s41598-020-59885-5.
96. ↑  "Vast Collapsed Terrains on Mercury Might be Windows Into Ancient – Possibly Habitable – Volatile-Rich Materials". *Planetary Science Institute*. 16 de marzo de 2020. Consultado o 16 de outubro do 2023.
97. ↑  Seeds, Michael A. (2004). *Astronomy: The Solar System and Beyond* (4th ed.). Brooks Cole. ISBN 978-0-534-42111-3.
98. ↑  Williams, David R. (6 de xaneiro de 2005). "Planetary Fact Sheets". NASA National Space Science Data Center. Consultado o 23 de outubro do 2023.
99. 1 2 3  "Mercury's Internal Magnetic Field". NASA. 30 de xaneiro de 2008. Consultado o 23 de outubro do 2023.
100. ↑  Gold, Lauren (3 de maio de 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". Cornell University. Consultado o 23 de outubro do 2023.
101. ↑  Christensen, Ulrich R. (2006). "A deep dynamo generating Mercury's magnetic field". *Nature* **444** (7122): 1056–1058. Bibcode:2006Natur.444.1056C. PMID 17183319. doi:10.1038/nature05342.
102. ↑  Padovan, Sebastiano; Margot, Jean-Luc; Hauck, Steven A.; Moore, William B.; Solomon, Sean C. (abril de 2014). "The tides of Mercury and possible implications for its interior structure". *Journal of Geophysical Research: Planets* **119** (4). pp. 850–866. Bibcode:2014JGRE..119..850P. doi:10.1002/2013JE004459.
103. 1 2  Steigerwald, Bill (2 de xuño de 2009). "Magnetic Tornadoes Could Liberate Mercury's Tenuous Atmosphere". NASA Goddard Space Flight Center. Arquivado dende o orixinal o 18 de maio de 2012. Consultado o 23 de outubro do 2023.
104. ↑  Van Hoolst, Tim; Jacobs, Carla (2003). "Mercury's tides and interior structure". *Journal of Geophysical Research* **108** (E11). p. 7. Bibcode:2003JGRE..108.5121V. doi:10.1029/2003JE002126.
105. ↑  "Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars". Planetary Society. Arquivado dende o orixinal o 28 de xullo de 2011. Consultado o 23 de outubro do 2023.
106. ↑
107. ↑  Espenak, Fred (April 21, 2005). "Transits of Mercury". NASA/Goddard Space Flight Center. Consultado o 24 de outubro do 2023.
108. ↑
109. 1 2  Margot, J. L.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; et al. (2007). "Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core". *Science* **316** (5825). pp. 710–714. Bibcode:2007Sci...316..710M. PMID 17478713. doi:10.1126/science.1140514.
110. ↑  Kaler, James B. (2016). *From The Sun To The Stars*. World Scientific Publishing Company. p. 56. ISBN 9789813143265.
111. ↑  *Popular Astronomy: A Review of Astronomy and Allied Sciences*. Goodsell Observatory of Carleton College. 1896. aínda que no caso de Venus a libración en lonxitude debida á excentricidade da órbita ascende só a 47' a cada lado da posición media, no caso de Mercurio ascende a 23° 39'
112. ↑  Charley, Sarah. "How to break a theory". *symmetry magazine* (en inglés). Consultado o 2022-03-29.

Véxase tamén
------------

|  |  |
| --- | --- |
|  | Wikimedia Commons ten máis contidos multimedia na categoría:  ***Mercurio Modificar a ligazón no Wikidata*** |

### 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

| * v
* c
* e
Sistema solar |
| --- |
| The Sun, the planets, their moons, and several trans-Neptunian objects |
| 
* Sol
* Heliosfera

 | 

|  |  |
| --- | --- |
| 
* Planetas
	+ Aneis
	+ Lúas

 | 
* **Mercurio**
* **Venus**
* **Terra**
	+ Lúa
* **Marte**
	+ Lúas: Fobos
	+ Deimos
* **Xúpiter**
	+ Aneis
	+ Lúas: Ganímedes
	+ Calisto
	+ Ío
	+ Europa
* **Saturno**
	+ Aneis
	+ Lúas: Titán
	+ Rea
	+ Iapeto
	+ Dione
	+ Tetis
	+ Encélado
	+ Mimas
* **Urano**
	+ Aneis
	+ Lúas: Titania
	+ Oberón
	+ Umbriel
	+ Ariel
	+ Miranda
* **Neptuno**
	+ Aneis
	+ Lúas: Tritón

 |
| Planetasmenores | 

|  |  |
| --- | --- |
| Planetas ananos | 
* **Ceres**
* **Plutón**
	+ Lúas: Caronte
* **Haumea**
	+ Lúas: Hiʻiaka
* **Makemake**
	+ Lúa
* **Eris**
	+ Disnomia

 |
| Asteroides(Corpos menores dosistema solar) | 

|  |  |
| --- | --- |
| Asteroides notables | 
* **Vesta**
* **Gaspra**
* **Ida**
* **Apohis**
* **Kalliope**
* Pallas
* 3 Xuno
* Hygiea

 |
| Grupos e familias | 
* Obxectos próximos á Terra
* **Cinto de asteroides**
* **Troianos**
	+ Venus
	+ Terra
	+ Marte
	+ Xúpiter
	+ Urano
	+ Neptuno
* **Centauros**
* Satélites asteroidais
* Meteoroides

 |

 |
| Obxectostransneptunianos | 

|  |  |
| --- | --- |
| Cinto de Kuiper | 
* **Plutinos**
	+ Orcus
	+ Ixion
* **Cubewanos**
	+ 2002 UX25
	+ Varuna
	+ Albion
	+ 2002 TX300
	+ Quaoar
	+ Huya
	+ 2002 AW197

 |
| Disco disperso | 
* 2002 TC302
* 2004 XR190
* Gonggong

 |
| Outros | 
* **Sednoides**
	+ Sedna
	+ 2012 VP113
* **Obxectos separados**
* **Damocloides**
* **Obxectos da Nube de Oort**
	+ Nube de Hills

 |

 |

 |
| Cometas | 
* Cinto principal
* Rasantes
* Grandes
* Extintos
* Perdidos

 |

 |
| Obxectos hipotéticos | 
* Planeta Nove
* Quinto xigante gasoso
* Vulcanoides
* Tyche
* Némese

 |
| 
* Formación e evolución
* Cronoloxía dos descubrimentos

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q308
* WorldCat
* VIAF: 247235523
* BNCF: 74544
* BNE: XX453718
* BNF: 12115380b
* BRE: 2205752
* EBID: ID
* FAST: 1239838
* GEC: 0042058
* GiantBomb: 3035-1
* GND: 4169460-0
* JSTOR: mercury
* LCCN: sh85083791
* NDL: 00571620
* NKC: ph218875
* PSH: 490
* TGN: 7030636
* UAT: 1024

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Identificadores | 
* MeSH: D018537
* MeSH: G01.060.075.730.700.762
* UMLS: C0242749

 |