La superfície de Mercuri, en resum, s'assembla a la Lluna. Les grans planures i molts cràters indiquen que l'activitat geològica al planeta va cessar fa milers de milions d'anys.
Patró de superfície
La superfície de Mercuri (la foto es mostra més endavant a l'article), presa per les sondes "Mariner-10" i "Messenger", exteriorment semblava la lluna. El planeta està en gran part esquitxat de cràters de diferents mides. Els més petits visibles a les fotografies més detallades del Mariner tenen uns centenars de metres de diàmetre. L'espai entre grans cràters és relativament pla i està format per planes. És semblant a la superfície de la lluna, però ocupa molt més espai. Regions similars envolten l'estructura d'impacte més destacada de Mercuri, formada com a resultat d'una col·lisió, la conca de la plana de Zhara (Caloris Planitia). Quan es va reunir amb Mariner 10, només la meitat estava il·luminada, i Messenger va obrir completament durant el seu primer sobrevol del planeta el gener de 2008.
Cràters
Les formes de relleu més comunes al planeta són els cràters. Ocupen gran part de la superfície. Mercuri. El planeta (a la foto de sota) sembla la Lluna a primera vista, però després d'un examen més atent, revelen diferències interessants.
La gravetat de Mercuri és més del doble que la de la lluna, en part a causa de l' alta densitat del seu enorme nucli de ferro i sofre. La forta gravetat tendeix a mantenir el material expulsat del cràter a prop del lloc de l'impacte. En comparació amb la Lluna, va caure només al 65% de la distància lunar. Aquest pot ser un dels factors que va contribuir a la formació de cràters secundaris al planeta, formats sota la influència del material expulsat, en contrast amb els primaris sorgits directament d'una col·lisió amb un asteroide o cometa. La major gravetat fa que les complexes formes i estructures característiques dels grans cràters -pics centrals, pendents pronunciats i una base plana- s'observen a Mercuri en cràters més petits (diàmetre mínim d'uns 10 km) que a la Lluna (uns 19 km). Les estructures més petites que aquestes dimensions tenen contorns simples en forma de copa. Els cràters de Mercuri són diferents dels de Mart, tot i que els dos planetes tenen una gravetat comparable. Els cràters frescos del primer solen ser més profunds que les formacions comparables del segon. Això pot ser degut al baix contingut de matèria volàtil de l'escorça de Mercuri oa velocitats d'impacte més altes (perquè la velocitat d'un objecte en òrbita solar augmenta a mesura que s'acosta al Sol).
Els cràters de més de 100 km de diàmetre comencen a apropar-se a la forma oval característica d'aquestsgrans formacions. Aquestes estructures -conques policíciques- tenen una mida de 300 km o més i són el resultat de les col·lisions més potents. Se'n van trobar diverses desenes a la part fotografiada del planeta. Les imatges de missatgeria i l' altimetria làser han contribuït molt a entendre aquestes cicatrius residuals dels primers bombardejos d'asteroides de Mercuri.
Zhara Plain
Aquesta estructura d'impacte s'estén durant 1550 km. Quan va ser descobert per primera vegada per Mariner 10, es creia que la seva mida era molt més petita. L'interior de l'objecte són planes llises cobertes de cercles concèntrics plegats i trencats. Les serres més grans s'estenen per diversos centenars de quilòmetres de llarg, uns 3 km d'amplada i menys de 300 metres d'alçada. Més de 200 trencaments, de dimensions comparables a les vores, emanen del centre de la plana; moltes d'elles són depressions limitades per solcs (grabens). Allà on els grabens s'entrecreuen amb crestes, tendeixen a passar-hi, cosa que indica la seva formació posterior.
Tipus de superfície
La plana de Zhara està envoltada per dos tipus de terreny: la seva vora i el relleu format per roca descartada. La vora és un anell de blocs muntanyosos irregulars que arriben als 3 km d'alçada, que són les muntanyes més altes que es troben al planeta, amb pendents relativament pronunciats cap al centre. El segon anell molt més petit es troba a 100-150 km del primer. Darrere dels vessants exteriors hi ha una zona de linealcarenes i valls radials, parcialment plenes de planes, algunes de les quals esquitxades per nombrosos turons i turons d'uns centenars de metres d'alçada. L'origen de les formacions que conformen els amples anells al voltant de la conca de Zhara és controvertit. Algunes de les planes de la Lluna es van formar principalment com a resultat de la interacció dels ejectes amb la topografia superficial ja existent, i això també pot ser cert per a Mercuri. Però els resultats de Messenger suggereixen que l'activitat volcànica va tenir un paper important en la seva formació. No només hi ha pocs cràters en comparació amb la conca de Zhara, cosa que indica un llarg període de formació de planes, sinó que tenen altres característiques més clarament associades al vulcanisme que les que es podrien veure a les imatges de Mariner 10. Les evidències crítiques del vulcanisme provenen d'imatges de Messenger que mostren respiracions volcàniques, moltes al llarg de la vora exterior de la plana de Zhara.
Cràter Radithlady
Caloris és una de les grans planes policícliques més joves, almenys a la part explorada de Mercuri. Probablement es va formar al mateix temps que l'última estructura gegant de la Lluna, fa uns 3.900 milions d'anys. Les imatges de Messenger van revelar un altre cràter d'impacte molt més petit amb un anell interior visible que es podria haver format molt més tard, anomenat Raditlady Basin.
Antípoda estranya
A l' altre costat del planeta, exactament 180° enfront de la plana de Zhara, es trobaun tros de terreny estranyament distorsionat. Els científics interpreten aquest fet parlant de la seva formació simultània enfocant les ones sísmiques d'esdeveniments que van afectar la superfície antípoda de Mercuri. El terreny muntanyós i alineat és una extensa zona de terres altes, que són polígons muntanyosos de 5-10 km d'ample i fins a 1,5 km d'alçada. Els cràters que hi havia abans es van convertir en turons i esquerdes per processos sísmics, com a conseqüència dels quals es va formar aquest relleu. Alguns d'ells tenien un fons pla, però després la seva forma va canviar, cosa que indica el seu farciment posterior.
Plains
La plana és la superfície relativament plana o suaument ondulada de Mercuri, Venus, la Terra i Mart, que es troba a tot arreu d'aquests planetes. És un “llenç” sobre el qual es va desenvolupar el paisatge. Les planes són evidència del procés de trencar el terreny accidentat i crear un espai aplanat.
Hi ha almenys tres maneres de "polir" que probablement van aplanar la superfície de Mercuri.
Una de les maneres - augmentar la temperatura - redueix la força de l'escorça i la seva capacitat per mantenir un alt relleu. Durant milions d'anys, les muntanyes "s'enfonsen", el fons dels cràters s'elevarà i la superfície de Mercuri s'anivellarà.
El segon mètode implica el moviment de les roques cap a zones més baixes del terreny sota la influència de la gravetat. Amb el temps, la roca s'acumula a les terres baixes i omple els nivells més altsa mesura que augmenta el seu volum. així és com es comporten els fluxos de lava de les entranyes del planeta.
La tercera manera és colpejar fragments de roques a la superfície de Mercuri des de d alt, el que finalment condueix a l'alineació del terreny accidentat. Les expulsions de cràters i les cendres volcàniques són exemples d'aquest mecanisme.
Activitat volcànica
Ja s'han presentat algunes evidències a favor de la hipòtesi de la influència de l'activitat volcànica en la formació de moltes de les planes que envolten la conca de Zhara. Altres planures relativament joves de Mercuri, especialment visibles a les regions il·luminades amb angles baixos durant el primer sobrevol del missatger, mostren trets característics del vulcanisme. Per exemple, diversos cràters antics es van omplir de colades de lava, semblants a les mateixes formacions a la Lluna i Mart. Tanmateix, les planes generalitzades a Mercuri són més difícils d'avaluar. Com que són més antics, és evident que els volcans i altres formacions volcàniques poden haver-se erosionat o col·lapsat, cosa que dificulta l'explicació. Entendre aquestes velles planes és important, ja que probablement són responsables de la desaparició de més cràters de 10 a 30 km de diàmetre en comparació amb la Lluna.
Escarps
Centenars de cornisas irregulars són les formes del relleu més importants de Mercuri, que ens permeten fer-nos una idea de l'estructura interna del planeta. La longitud d'aquestes roques varia des de desenes fins a més de milers de quilòmetres, i l'alçada varia de 100 m a 3 km. Si avist des de d alt, les seves vores semblen arrodonides o dentades. És evident que aquest és el resultat de la formació d'esquerdes, quan part del sòl es va aixecar i es va posar a la zona circumdant. A la Terra, aquestes estructures tenen un volum limitat i sorgeixen sota compressió horitzontal local a l'escorça terrestre. Però tota la superfície investigada de Mercuri està coberta d'escarpes, la qual cosa significa que l'escorça del planeta ha disminuït en el passat. Del nombre i la geometria d'escarpes, es dedueix que el diàmetre del planeta ha disminuït 3 km.
A més, la contracció ha d'haver continuat fins fa relativament poc en la història geològica, ja que algunes escarpes han alterat la forma dels cràters d'impacte ben conservats (i, per tant, relativament joves). L'alentiment de la velocitat inicialment alta de la rotació del planeta per les forces de la marea va produir una compressió a les latituds equatorials de Mercuri. Les escarpes distribuïdes globalment, però, suggereixen una explicació diferent: el refredament tardà del mantell, possiblement combinat amb la solidificació d'una part del nucli abans completament fos, va provocar la compressió del nucli i la deformació de l'escorça freda. La reducció de la mida de Mercuri a mesura que el seu mantell es refreda hauria d'haver donat lloc a més estructures longitudinals de les que es poden veure, cosa que suggereix que el procés de contracció és incomplet.
La superfície de Mercuri: de què està feta?
Els científics van intentar esbrinar la composició del planeta estudiant la llum solar reflectida per diferents parts d'aquest. Una de les diferències entre Mercuri i la Lluna, a més de que el primer és una mica més fosc, és que l'espectrela seva brillantor superficial és menor. Per exemple, els mars del satèl·lit de la Terra -espais llisos visibles a simple vista com a grans taques fosques- són molt més foscos que les terres altes esquitxades de cràters, i les planes de Mercuri només són una mica més fosques. Les diferències de color al planeta són menys pronunciades, tot i que les imatges de Messenger preses amb un conjunt de filtres de color mostraven petites zones molt acolorides associades a les obertures dels volcans. Aquestes característiques, a més de l'espectre relativament discret i visible i de l'infraroig proper de la llum solar reflectida, suggereixen que la superfície de Mercuri està composta de minerals de silicat de color més fosc i pobres en ferro i titani que els mars lunars. En particular, les roques del planeta poden ser baixes en òxids de ferro (FeO), cosa que fa suposar que es va formar en condicions molt més reductores (és a dir, manca d'oxigen) que altres membres terrestres.
Problemes d'investigació a distància
És molt difícil determinar la composició del planeta mitjançant la teledetecció de la llum solar i l'espectre de radiació tèrmica que reflecteix la superfície de Mercuri. El planeta s'escalfa amb força, cosa que modifica les propietats òptiques de les partícules minerals i complica la interpretació directa. Tanmateix, el Messenger estava equipat amb diversos instruments que no eren a bord del Mariner 10, que mesuraven directament la composició química i mineral. Aquests instruments requerien un llarg període d'observació mentre el vaixell romania a prop de Mercuri, per la qual cosa resultats concrets després dels tres primersNo hi havia vols curts. Només durant la missió orbital del missatger va aparèixer prou informació nova sobre la composició de la superfície del planeta.
