La superficie di Mercurio è dominata da crateri da impatto e pianure laviche simili, in alcuni punti, ai maria lunari . Altre caratteristiche degne di nota della superficie di Mercurio includono scarpate e depositi di minerali (forse ghiaccio) all'interno dei crateri ai poli. Attualmente si presume che la superficie sia geologicamente inattiva. Va tuttavia notato che attualmente solo il 55% della superficie è stato mappato in modo sufficientemente dettagliato per dire di più sulla sua geologia (grazie alle sonde Mariner 10 nel 1974-75 e MESSENGER nel 2008). L'interno di Mercury contiene un nucleo metallico molto grande che occupa circa il 42% del suo volume. Parte di questo nucleo potrebbe essere ancora liquida, come evidenziato da una magnetosfera debole ma globale.
Di tutti i pianeti terrestri all'interno del sistema solare , la geologia di Mercurio è la meno conosciuta. Ciò è spiegato prima di tutto dalla vicinanza di questo pianeta al Sole , che rende tecnicamente difficile l'avvicinamento della stella da parte delle sonde e difficili le osservazioni dalla terra.
Le osservazioni dalla Terra sono rese difficili dalla costante vicinanza di Mercurio al Sole:
Raggiungere Mercurio dalla Terra è una sfida tecnica, poiché il pianeta orbita molto più vicino al Sole rispetto alla Terra. Inoltre, l'ambiente spaziale di Mercurio pone il triplice problema dell'intensa radiazione solare , delle alte temperature che regnano così vicine alla nostra stella e delle sue velocità di rotazione e rivoluzione. Pertanto, solo due sonde, Mariner 10 e MESSENGER , prodotte dalla NASA , sono riuscite a raggiungere Mercury fino ad oggi.
Un veicolo spaziale diretto a Mercurio, lanciato dalla Terra, deve percorrere 91 milioni di chilometri nel pozzo potenziale gravitazionale del Sole. Dalla velocità orbitale a livello dell'orbita terrestre ( 30 km / s ), la sonda deve acquisire un differenziale di velocità (il " delta v ", annotato Δv) molto maggiore che per qualsiasi altra missione interplanetaria per poter prendere un un'orbita di trasferimento portandola vicino alla Mercury. Inoltre l' energia potenziale rilasciata avvicinandosi al Sole (e quindi scendendo nel pozzo potenziale del Sole) viene convertita in energia cinetica imprimendo alla sonda un'accelerazione che deve essere compensata da un grande Δv aggiuntivo per non superare troppo velocemente Mercurio : la somma di questi Δv supera quella che permette di raggiungere dalla Terra la velocità di liberazione del sistema solare . Questa dissipazione di energia cinetica è tanto più problematica in quanto il pianeta non ha un'atmosfera significativa, a differenza, ad esempio, di Venere, la cui densa atmosfera consente un'efficace frenata aerea : l'unico modo per frenare sufficientemente da mettersi al centro. Il livello di mercurio coinvolge l'uso di razzi retrò , che aumenta notevolmente la quantità di propellente necessaria per questo tipo di missione.
La maggior parte di ciò che sappiamo sulla geologia di Mercurio si è basata fino al 2011 sui dati raccolti dalla sonda Mariner 10 , che ha effettuato tre sorvoli nel 1974 e 1975.
Il periodo di rotazione massimo di Mercurio - 58 giorni terrestri - ha complicato l'esplorazione del pianeta, limitandosi inizialmente all'emisfero soleggiato. Pertanto, sebbene il Mariner 10 abbia sorvolato Mercurio tre volte durante gli anni 1974 e 1975, osservò ad ogni passaggio solo una singola parte della superficie, perché il periodo orbitale della sonda era quasi uguale a tre giorni siderali di Mercurio, in modo che il lo stesso volto della stella si illuminava ogni volta. Di conseguenza, è stato possibile mappare meno del 45% della superficie del pianeta. La sonda MESSENGER della NASA , lanciata inAgosto 2004, ha notevolmente contribuito alla comprensione di Mercurio quando è entrato in orbita attorno al pianeta in marzo 2011. È prevista una spedizione europea dell'ESA ( Bepi Columbo ) per il 2020.
Come nel caso della Terra , della Luna e di Marte , la storia geologica di Mercurio è divisa in ere . Dal più vecchio al più recente, essi sono chiamati pre-tolstoiana , tolstoiano , Calorian , Mansurian e Kuiperien . Queste età si basano esclusivamente sul principio della datazione relativa .
La formazione di Mercurio, che si è mescolata a quella del resto del sistema solare 4,6 miliardi di anni fa, è stata seguita da un massiccio bombardamento di asteroidi e comete. L'ultima intensa fase del bombardamento, il grande bombardamento tardivo , si è conclusa circa 3,9 miliardi di anni fa. Diverse regioni o massicci sono stati riempiti da eruzioni di magma dal cuore del pianeta, compreso uno dei bacini più importanti, il bacino del Caloris . Questo ha creato pianure lisce tra i crateri, simili ai maria trovati sulla Luna .
Successivamente, mentre il pianeta si contraeva mentre si raffreddava, la sua superficie iniziò a incrinarsi ea formare creste; queste crepe e creste superficiali influenzano diversi altri tipi di morfologia, come crateri e pianure lisce, indicando chiaramente che le crepe sono posteriori a pianure e crateri. L' attività vulcanica di Mercurio si è conclusa quando il mantello del pianeta si è contratto abbastanza da impedire alla lava di perforare la superficie. Questo probabilmente è accaduto dopo 700-800 milioni di anni, cioè circa 3,7 miliardi di anni fa.
Da allora, la principale attività superficiale è stata causata dagli impatti superficiali .
Un'analisi morfologica della superficie di Mercurio porta alla seguente scala temporale geologica, composta da cinque ere con date relative in gran parte stimate:
Il terreno sulla superficie di Mercurio è generalmente simile nell'aspetto a quello della Luna, con vaste pianure, una sorta di maria , crivellate di crateri simili agli altopiani lunari.
I crateri di Mercurio coprono una vasta gamma di diametri, da quello di una piccola conca a quello di un centinaio di chilometri di diametro formando un bacino d'urto ad anello. Appaiono nell'intera gamma dei possibili stati di degrado, alcuni sono relativamente recenti e altri sono solo resti di crateri completamente degradati molto vecchi. I crateri di Mercurio differiscono nei dettagli dai crateri lunari: l'estensione delle loro coperture espulse è molto più piccola, che è una conseguenza diretta della gravità di Mercurio, 2,5 volte maggiore di quella della Luna.
La più grande struttura di impatto conosciuta su Mercurio è il vasto bacino del Caloris , che ha un diametro di 1.550 km . Si sospetta l'esistenza di un bacino di dimensioni comparabili, sulla base di immagini a bassa risoluzione ottenute dalla Terra all'Osservatorio di Skinakas a Creta - da qui il soprannome dato a questa struttura: il bacino di Skinakas . Si troverebbe nell'emisfero che non è stato fotografato dalla sonda Mariner. Tuttavia, non è stato ancora osservato sulle immagini che la sonda MESSENGER ha trasmesso da quest'area.
L'impatto originale del bacino del Caloris era così potente che è possibile osservarne le ripercussioni sull'intero pianeta. Ha causato eruzioni laviche e un anello concentrico alto 2 km sopra il cratere da impatto . Agli antipodi del bacino del Caloris si trova un'area di insolito rilievo, attraversata da solchi e tumuli intrecciati, generalmente chiamata terreno caotico e soprannominata dagli anglosassoni " Weird Terrain ". L'ipotesi preferita per spiegare l'origine di questa unità geomorfologica è che le onde d'urto generate durante l'impatto abbiano viaggiato su tutta la superficie del pianeta, e che quando convergevano agli antipodi del bacino, le forti sollecitazioni che la superficie ha subito è riuscita a fratturarlo. Un'idea molto meno spesso ritenuta è che questo terreno si sia formato in seguito alla convergenza dell'ejecta, agli antipodi del bacino. Inoltre, la formazione del bacino del Caloris sembra aver prodotto una depressione poco profonda attorno a questo bacino, successivamente riempito da pianure lisce (vedi sotto).
Complessivamente, sono stati identificati circa 15 bacini da impatto nella regione fotografata di Mercurio. Altri bacini degni di nota includono il bacino di Tolstoj , largo 400 km , ad anelli multipli, che ha una coperta di espulsione che si estende fino a 500 km dalla sua periferia, con un fondo riempito dai materiali che formano una pianura liscia. Anche il bacino di Beethoven è di dimensioni simili con una coperta di espulsione di 625 km di diametro.
Come quelli sulla Luna , i recenti crateri Mecure mostrano strutture irradiate più luminose del loro vicinato. Questa è una conseguenza del fatto che i detriti espulsi che, fintanto che rimangono relativamente freddi, tendono ad essere più luminosi, perché sono meno interessati dall'erosione spaziale rispetto al terreno più vecchio.
Crollo dei crateri delle cavitàIl fondo di alcuni crateri da impatto di Mercurio è segnato da cavità irregolari o fosse non circolari. Tali crateri denominati crateri del pavimento della fossa o anche crateri di subsidenza in inglese, letteralmente "crateri con cavità che collassano" o "crateri di subsidenza": questo nome deriva dall'interpretazione di queste formazioni da parte del team MESSENGER come risultanti dal collasso di camere magmatiche sotto il crateri interessati. Se questa ipotesi fosse corretta, le depressioni osservate testimonerebbero i processi vulcanici all'opera su Mercurio . Le cavità di questi crateri sono ripide e senza orlo, spesso di forma irregolare, non presentano ejecta o colate laviche, ma hanno un colore diverso dal terreno circostante. Quindi, quelli di Prassitele hanno una tinta arancione. Queste cavità potrebbero essere state formate dal crollo di camere magmatiche sotterranee il cui contenuto, una volta fuoriuscito da queste camere, non aveva più la pressione necessaria per sostenere il peso dei materiali posti sopra. I principali crateri come Beckett , Gibran e Lermontov mostrano tali cavità di collasso.
PianureCi sono due tipi di pianure, geologicamente distinte, su Mercurio:
Il pavimento del bacino del Caloris è anche occupato da una pianura pianeggiante geologicamente distinta, interrotta da scogliere e fratture che formano una struttura approssimativamente poligonale. Tuttavia, non è stato possibile determinare chiaramente se questo terreno fosse il prodotto della lava vulcanica dell'impatto, o se fosse una grande lastra risultante dalla superficie sciolta dalla violenza dell'impatto su di essa.
Caratteristiche tettonicheUna caratteristica insolita della superficie del pianeta è il gran numero di pieghe di compressione che tagliano le pianure. Si presume che quando l'interno del pianeta si è raffreddato, si è contratto, perdendo diversi chilometri di raggio e deformando la sua superficie. Queste pieghe possono essere osservate sopra altri rilievi, crateri o pianure lisce, quindi sono posteriori alla formazione di questi ultimi. Il raffreddamento dell'interno del pianeta potrebbe continuare ancora oggi e Mercurio potrebbe quindi contrarsi ancora e quindi essere geologicamente attivo. La superficie di Mercurio è anche flessa da forti forze di marea a causa della vicinanza al Sole - Le forze di marea del Sole sono circa il 17% più forti di quelle esercitate dalla Luna sulla Terra.
Le morfologie che non sono crateri sono denominate come segue:
Le prime osservazioni radar di Mercurio sono state effettuate dai radiotelescopi di Arecibo e dal centro di comunicazioni spaziali per lunghe distanze Goldstone , assistiti dal Very Large Array (VLA) del National Radio Astronomy Observatory nel New Mexico . Le trasmissioni inviate dal Deep Space Network della NASA situato a Goldstone, erano un livello di potenza da 460 kW a 8,51 GHz ; i segnali ricevuti dal VLA hanno rilevato punti di riflettività radar (luminosità radar) con onde di depolarizzazione provenienti dal polo nord di Mercurio.
La mappatura radar della superficie del pianeta è stata effettuata utilizzando il radiotelescopio di Arecibo. L'indagine è stata condotta in onde radio ad altissima frequenza di 420 kW a 2,4 GHz che consentono una risoluzione di 15 km . Questo studio non solo ha confermato l'esistenza di aree ad alta riflettività e depolarizzazione, ma ha anche trovato una serie di nuove aree (portando il totale a 20) ed è stato persino in grado di consentire lo studio dei poli. È stato quindi proposto che una superficie ghiacciata potesse essere responsabile di questi fenomeni.
L'idea che Mercurio possa avere ghiaccio sulla sua superficie potrebbe sembrare a prima vista assurda, vista la vicinanza del Sole. Tuttavia, è possibile che il ghiaccio sia responsabile degli alti livelli di luce, poiché le rocce di silicato che costituiscono la maggior parte della superficie di Mercurio hanno l'esatto opposto effetto sulla luce. La presenza di ghiaccio non può essere spiegata da un'altra scoperta fatta dai radar dalla Terra: alle alte latitudini di Mercurio, i crateri possono essere abbastanza profondi da proteggere il ghiaccio dai raggi del sole.
Al Polo Sud, la posizione di una vasta area ad alta riflettività coincide con la posizione del cratere Chao Meng-Fu e sono stati identificati anche altri piccoli crateri contenenti zone riflesse. Al Polo Nord, anche un certo numero di crateri più piccoli del Chao-Meng Fu hanno queste proprietà riflettenti.
La potenza della riflessione radar vista su Mercurio è minima rispetto a quanto accadrebbe con il ghiaccio puro. Ciò potrebbe essere dovuto a depositi di polvere che non coprono completamente la superficie del cratere o ad altre cause, come un sottile strato di superficie che li ricopre. Tuttavia, non è stata ancora fornita la prova della presenza di ghiaccio su Mercurio. Queste proprietà riflettenti anormali possono anche essere dovute all'esistenza di depositi di solfati metallici o altri materiali con elevata riflettività.
Mercurio non è l'unico ad avere crateri la cui superficie rimane permanentemente in ombra: in un grande cratere ( Aitken ) al polo sud della Luna , sono stati osservati segni di una possibile presenza di ghiaccio (sebbene la loro interpretazione sia ancora discussa) . Il ghiaccio della luna e di Mercurio proviene, secondo gli astronomi, da fonti esterne, principalmente dagli impatti delle comete . Sono noti per contenere grandi quantità di ghiaccio, o anche per essere prevalentemente composti da esso. È quindi ipotizzabile per gli impatti che i meteoriti hanno depositato l'acqua nei crateri immersi in un'ombra permanente, dove forse non sarà riscaldata dalla radiazione solare per miliardi di anni, per l'assenza di un'atmosfera in grado di diffondere efficacemente il calore, ma anche a causa dell'orientamento stabile dell'asse di rotazione di Mercurio.
Nonostante il fenomeno della sublimazione del ghiaccio nel vuoto spaziale, la temperatura nelle regioni di ombra permanente è così bassa che questa sublimazione è abbastanza lenta da preservare i depositi di ghiaccio per miliardi di anni. All'interno dei crateri, dove non c'è luce solare, la temperatura scende a −171 ° C , e sulle pianure polari, la temperatura non supera i −106 ° C .