Mercurio: Caratteristiche fisiche

Da Sezione Pianeti UAI.

Indice

Caratteristiche fisiche di Mercurio

Mercurio è il pianeta più vicino al Sole. Come tutti gli altri pianeti orbita in senso diretto, ad una distanza media di 0.3871 UA con un periodo siderale di 87.969 giorni terrestri. L’eccentricità orbitale è piuttosto elevata, 0.205, seconda solo a quella di Plutone (0.249) e ben 15 volte superiore a quella della Terra. Visto da Mercurio il Sole ha un diametro apparente medio di 1.4°, 2.8 volte superiore a quello visibile dalla Terra, ma arriva a 1.8° durante il passaggio al perielio. Il rapporto fra il flusso solare al perielio e quello all’afelio è 2.3, da confrontare con l’1.07 della Terra.

Il diametro del pianeta misura 4878 km, paragonabile a quello della Luna (3476 km), e 2.6 volte inferiore a quello della Terra. A dispetto delle piccole dimensioni geometriche, la massa di Mercurio è 4.4 volte quella del nostro satellite, con il risultato che la densità media è una fra le più alte dei pianeti del Sistema Solare: 5.44 g/cm3. Solo la Terra, con i suoi 5.52 g/cm3, è leggermente più densa di Mercurio. La rotazione di Mercurio attorno al proprio asse è in senso diretto (antiorario se visto dal polo nord dell’eclittica), ed ortogonale al suo piano orbitale (l’inclinazione è di soli 0.1° con un’incertezza del 10%): non esistono le stagioni come sulla Terra o su Marte.

Mappa di Mercurio ottenuta dal Mariner 10. Da notare l'ampia regione non mappata dalla sonda.
Il periodo di rotazione di Mercurio è di 58.646 giorni terrestri, pari a 2/3 del suo periodo orbitale: ogni tre rotazioni sul proprio asse il pianeta compie due orbite attorno al Sole. Quello di Mercurio è stato il primo esempio di risonanza 2/3 nel Sistema Solare. La misura della durata del periodo di rotazione di Mercurio è relativamente recente. Inizialmente, i disegni del pianeta fatti da J.H. Schröter fecero propendere F. Bessel a calcolare, nel 1813, un periodo di 24h 0m 53s. Questo valore fu screditato dalle osservazioni di G.V. Schiaparelli dal 1880 al 1889 che dedusse un periodo di 88 giorni terrestri. Questo periodo fu sempre confermato da tutti gli astronomi che osservarono Mercurio dopo Schiaparelli. Si pensava che Mercurio volgesse sempre la stessa faccia al Sole, come fa la Luna con la Terra. Nel 1965 misure radar fatte ad Arecibo da R.B. Dyce e G.H. Pettengill stabilirono che la rotazione era di 59±5 giorni in senso diretto. Nel 1966, sull’Astrophysical Journal, comparve un articolo di G. Colombo e I.I. Shapiro in cui si analizzava perché il periodo di rotazione fosse di 59 giorni e si ipotizzava che il valore esatto fosse i 2/3 del periodo di rivoluzione. Questa ipotesi fu confermata dal Mariner 10 nel 1974. Il fatto che i periodi di rotazione e rivoluzione siano commensurabili è un effetto delle maree solari sul pianeta e di un’asimmetria permanente del piano equatoriale di Mercurio (l’ellissoide d’inerzia del pianeta deve deviare dalla simmetria rotazionale).

Il giorno solare di Mercurio, cioè l’intervallo di tempo fra due passaggi consecutivi del Sole sullo stesso meridiano, è pari a 176 giorni terrestri, il maggiore fra i pianeti del Sistema Solare. Si noti come il giorno solare di Mercurio sia maggiore del suo anno siderale, una particolarità unica fra i pianeti. L’uguaglianza fra il giorno solare di Mercurio e il periodo orbitale del Mariner 10 ha fatto sì che, ad ogni flyby, fosse possibile osservare lo stesso emisfero: è per questo motivo che conosciamo solo il 45% della superficie.

Le immagini trasmesse dal Mariner hanno mostrato un mondo fortemente craterizzato, quasi del tutto privo d’atmosfera e simile alla Luna. Forse è per questo motivo che nessuna altra sonda è stata indirizzata verso il pianeta più interno del Sistema Solare. Come vedremo però, esistono delle notevoli differenze fra i due corpi celesti e l’esplorazione di Mercurio merita di essere portata avanti.

I transiti di Mercurio

Mercurio, come Venere, può transitare sul disco solare se si trova sufficientemente vicino al raggio vettore Terra-Sole (cosa che può avvenire solo durante la congiunzione inferiore). Considerata l’inclinazione dell’orbita di Mercurio sull’eclittica (7° 0' 15"), un transito avviene solo se il pianeta è in prossimità del nodo, ascendente o discendente, della propria orbita. Nel XX secolo si sono verificati ben 14 transiti di Mercurio, con una media di 7 anni fra un transito e l’altro. I transiti di Mercurio sono più frequenti di quelli di Venere perché il perimetro dell’orbita di quest’ultimo pianeta è maggiore di un fattore due rispetto al primo, di conseguenza è poco probabile che passi per un nodo quando la Terra è in posizione favorevole.

I transiti del pianeta più interno del Sistema Solare possono verificarsi solo durante i mesi di maggio o novembre perché sono questi i periodi in cui Mercurio attraversa i nodi, rispettivamente ascendente e discendente, dell’orbita. Nei transiti di novembre Mercurio è prossimo al perielio e mostra un diametro apparente di soli 10". Durante i transiti di maggio il pianeta è vicino all’afelio e il diametro sale a 12". La probabilità di avere un transito a maggio è inferiore a quella di novembre perché la velocità orbitale del pianeta è più bassa di un fattore 1.5: per questo motivo, in un dato periodo, sono più numerosi i transiti di novembre. A parità di condizioni geometriche, un transito a maggio ha una durata superiore di uno a novembre, perché il pianeta si muove più lentamente lungo l’orbita.

L’ultimo transito di Mercurio sul disco solare si è verificato il 7 maggio 2003, con una durata di circa 5 ore e 18 minuti e fase massima attorno alle 7h 53m TU.

La superficie di Mercurio

Il meridiano “zero” su Mercurio coincide, per convenzione, con il punto subsolare del primo passaggio al perielio successivo al 1 gennaio 1950. Con questa scelta, e grazie alla risonanza 3/2 fra rotazione e periodo orbitale, durante i passaggi al perielio (a sole 0.308 UA dal Sole), il punto subsolare cade sull’equatore del pianeta alternativamente a 0° e a 180° di longitudine. Sono questi i punti della superficie di Mercurio in cui si raggiungono le temperature più elevate, 725 K (abbastanza alta da fondere lo zinco): per questo motivo sono chiamati “poli caldi”. Durante il passaggio all’afelio (a 0.466 UA dal Sole), il punto subsolare cade sempre sull’equatore del pianeta ma alle longitudini 90° e 270°, qui le temperature massime raggiungono solo i 525 K e questi punti sono chiamati “poli freddi”. Nell’emisfero in ombra, grazie alla mancanza di un’atmosfera consistente che ridistribuisca il calore, si possono raggiungere temperature molto basse, fino a 90 K. Da questi dati si vede che l’escursione termica su Mercurio è di 635 K, la più alta fra i pianeti e satelliti del Sistema Solare.

Le osservazioni del Mariner 10 indicano che la superficie di Mercurio è ricoperta di regolite, il cui spessore va da pochi centimetri a parecchi metri. La composizione chimica è praticamente sconosciuta. Osservazioni da terra indicano che Mercurio ha meno FeO e più TiO2 della Luna e che lo spettro è intermedio fra quello della albite e della anortite. Solo una sonda che atterri sulla superficie e ne analizzi dei campioni potrà dire qualcosa di più preciso.

Strutture geologiche

Le strutture che dominano la superficie di Mercurio sono i crateri da impatto. Come su tutti gli altri corpi celesti del Sistema Solare dotati di crosta solida, i crateri sono di tutte le dimensioni e la loro topografia dipende dal diametro. Al di sotto dei 10 km si trovano solo crateri semplici, a scodella. Fra i 10 e i 130 km i crateri hanno un picco centrale, fra 130 e 310 km oltre al picco compare anche un anello centrale, mentre oltre i 310 km di diametro compaiono anelli multipli. Il più grande bacino da impatto su Mercurio è il Bacino Borealis con un diametro di 1530 km, meglio conservato però è il Bacino Caloris, di 1340 km di diametro, fotografato solo per metà dal Mariner 10 perché si trovava sul terminatore. I crateri più giovani sono circondati da estese raggiere che possono arrivare a distanze di 1000 km. A parità di diametro i crateri di Mercurio hanno una coltre di ejecta che è 0.65 volte inferiore a quella dei crateri lunari, probabilmente un effetto della maggiore accelerazione di gravità rispetto alla Luna.

Agli antipodi del Bacino Caloris si trova un terreno (delle dimensioni di Francia e Germania messe insieme), ricco di colline e fratture che ha degradato la maggior parte dei crateri presenti. Da qui deriva che colline e fratture devono essersi formate dopo i crateri. Le colline hanno dimensioni che vanno dai 5 agli 8 km, con altezze che variano dai 100 ai 1800 metri. Dal conteggio dei pochi crateri giovani sovrapposti alle colline risulta che questo terreno ha la stessa età di Caloris. Un Terreno simile si trova, sulla Luna, agli antipodi del Mare Orientale (900 km di diametro) e del Mare Imbium (1400 km di diametro). La spiegazione accettata per l’origine di questi terreni collinari è che siano dovuti alla focalizzazione delle onde sismiche generatesi dall’impatto che ha originato il bacino che si trova ai loro antipodi. Simulazioni al calcolatore del processo che ha dato origine al bacino Caloris hanno indicato che le onde sismiche focalizzate sono in grado di alzare il terreno a quote superiori al km, in accordo con quanto si osserva.

Le pianure lisce sono l’equivalente su Mercurio dei maria lunari. Circa il 40% dell’emisfero fotografato dal Mariner 10 è occupato da queste pianure, nel 90% dei casi associate a bacini da impatto come Caloris e Borealis. Dall’analisi dei crateri sovrapposti alle pianure lisce se ne deduce che devono essersi formate alla fine del periodo di bombardamento primordiale. Le pianure lisce sono più vecchie dei mari lunari, probabilmente la loro origine è vulcanica, anche se non sono ancora stati osservati fronti lavicini, domi o coni come sulla Luna. Va osservato che il rapporto albedo dei terreni craterizzati/albedo dei mari, per Mercurio vale 1.4 mentre per la Luna vale 2. Su Mercurio i contrasti sono più bassi rispetto alla Luna, forse a causa di una diversa composizione chimica.

Le pianure intercrateriche, cioè comprese fra i crateri, sono più difficili da interpretare di quelle lisce. Sugli altipiani lunari i crateri sono così fitti che si sovrappongono l’uno all’altro: si è alla presenza del fenomeno della saturazione da crateri. Su Mercurio grandi porzioni di superficie craterizzata non sono saturate e fra un cratere e l’altro si trova del terreno relativamente pianeggiante. Rispetto agli altopiani lunari, nelle pianure di Mercurio sono più scarsi i crateri con un diametro al di sotto dei 40 km. La distribuzione delle pianure intercrateriche e la mancanza di bacini da impatto di cui possano costituire gli ejecta depongono a favore della loro origine vulcanica.

Una caratteristica peculiare della superficie di Mercurio sono le scarpate lobate. Si tratta di brusche fratture della crosta lunghe da 20 a 500 km, con altezze comprese fra 100 m e 3 km. La distribuzione spaziale delle scarpate è completamente casuale, la più nota di queste strutture è la Discovery Rupes (in latino scarpata si dice rupes). Sono pochi i crateri sovrapposti alle scarpate, che devono essersi formate relativamente tardi nella storia del pianeta. In ogni caso dopo la formazione delle pianure intercrateriche e del bacino Caloris. La spiegazione più plausibile, per la formazione di questo sistema di fratture, è che si tratti del risultato del restringimento della crosta del pianeta dovuto al raffreddamento, si tratterebbe quindi di faglie di compressione. È sufficiente una diminuzione del raggio del pianeta di 2 km per rendere conto del sistema di fratture che si osserva. Niente di simile esiste sugli altri pianeti terrestri.

Oltre alle scarpate, sulla superficie di Mercurio sono presenti anche altre strutture allungate, le fosse. Le fosse sono strutture profonde alcune centinaia di metri, larghe una decina di km e lunghe anche più di un centinaio di km. A differenza delle scarpate le fosse sono allineate in tre direzioni preferenziali: nord-est, nord-ovest e nord-sud. Le fosse formano quella che viene chiamata griglia di Mercurio. Strutture analoghe si osservano anche sulla Luna e sono attribuite al rallentamento del periodo di rotazione del pianeta a causa delle maree solari.

L’osservazione radar di Mercurio ha permesso di esplorare l’emisfero che non è stato fotografato dal Mariner 10, anche se ad una risoluzione minore. Oltre alla scoperta dei depositi polari di cui parleremo nel prossimo paragrafo, l’analisi delle onde radar riflesse dalla superficie ha mostrato la presenza, nell’emisfero incognito, di una chiazza chiara con al centro una zona scura. Questo aspetto è lo stesso con cui si presentano al radar i vulcani a scudo di Venere e Marte. La chiazza su Mercurio è compatibile con un vulcano a scudo con un diametro alla base di 500 km e una caldera di 70 km. Esiste davvero questo vulcano a scudo su Mercurio? Solo l’osservazione diretta tramite una sonda potrà rispondere a questa domanda.

I depositi polari

Fra il marzo del 1991 e il marzo 1992 ad Arecibo furono ottenute immagini radar di Mercurio alla lunghezza d’onda di 12.6 cm. Analogamente, fra l’8 ed il 23 agosto 1991 furono compiute osservazioni a 3.5 cm dall’antenna di 70 metri di diametro di Goldstone accoppiata con le 27 antenne del VLA. Dall’analisi dei segnali riflessi dalla superficie di Mercurio sono state messe in evidenza delle zone ad alta riflettività in prossimità dei poli nord e sud del pianeta. Le caratteristiche delle onde radar riflesse da queste zone sono simili a quelle riflesse dalle calotte polari di Marte e dalle superfici dei satelliti ghiacciati di Giove. In base a questa analogia di comportamento, le zone ad alta riflettività ai poli di Mercurio sono state interpretate come depositi di ghiaccio d’acqua. Le immagini delle regioni polari trasmesse dal Mariner 10 mostrano delle regioni craterizzate. Il ghiaccio d’acqua può essere mantenuto stabile se si trova sul fondo perennemente in ombra dei crateri.

Per i crateri semplici di Mercurio il rapporto diametro/profondità vale 5, quindi il fondo del cratere resta in ombra solo se è al di sopra (al di sotto) dei 79° di latitudine nord (sud). Sovrapponendo le immagini del Mariner con quelle ottenute ad Arecibo (risoluzione di 15 km) si vede che non ci sono zone ad alta riflettività al di la degli 80° di latitudine, in buon accordo con le previsioni. Un valore analogo della latitudine limite vale per i depositi polari della Luna, studiati per la prima volta dalla Clementine nel 1994 e confermati nel febbraio 1998 dal Lunar Prospector. Nel caso della Luna però bisogna aggiungere 5° per l’inclinazione dell’orbita lunare sull’eclittica e 1.5° per l’inclinazione dell’asse lunare rispetto all’ortogonale all’orbita. La latitudine limite della Luna è quindi 85.5°.

Per i crateri semplici di Mercurio il rapporto diametro/profondità vale 5, quindi il fondo del cratere resta in ombra solo se è al di sopra (al di sotto) dei 79° di latitudine nord (sud). Sovrapponendo le immagini del Mariner con quelle ottenute ad Arecibo (risoluzione di 15 km) si vede che non ci sono zone ad alta riflettività al di la degli 80° di latitudine, in buon accordo con le previsioni. Un valore analogo della latitudine limite vale per i depositi polari della Luna, studiati per la prima volta dalla Clementine nel 1994 e confermati nel febbraio 1998 dal Lunar Prospector. Nel caso della Luna però bisogna aggiungere 5° per l’inclinazione dell’orbita lunare sull’eclittica e 1.5° per l’inclinazione dell’asse lunare rispetto all’ortogonale all’orbita. La latitudine limite della Luna è quindi 85.5°.

Struttura interna e campo magnetico

Per convincersi che la struttura interna di Mercurio è peculiare rispetto a tutti gli altri pianeti di tipo terrestre (Venere, Terra, Marte e Luna) basta rappresentare sotto forma grafica la densità media in funzione del raggio. La relazione fra queste due quantità è lineare, ma si nota subito che Mercurio è troppo denso rispetto al suo raggio e si discosta dalla linearità. L’elevato valore della densità fornisce un parametro molto importante per capire l’interno di Mercurio.

In proporzione, Mercurio ha il nucleo di ferro più grande di tutti i pianeti terrestri. Non è facile riuscire a capire il perché, tanto più che i modelli teorici sulla nascita del Sistema Solare prevedono densità inferiori. È possibile che il Sole, all’inizio della sua esistenza, abbia spazzato in modo più energico del previsto la parte più interna della nebulosa solare permettendo solo l’aggregazione dei metalli pesanti. Un’alternativa è costituita dall’impatto di Mercurio con un grosso asteroide in grado di rimuovere il mantello esterno lasciando intatto il nucleo di ferro. In questo scenario l’impatto sarebbe avvenuto dopo la differenziazione del pianeta.

Una delle scoperte più interessanti del Mariner 10 è stata quella del campo magnetico di Mercurio. Il pianeta è dotato di un campo dipolare (inclinato di 11° rispetto all’asse di rotazione), con un momento magnetico di 330 nT (nanotesla), 1000 volte inferiore a quello terrestre. La polarità del campo è uguale a quella della Terra, con il nord magnetico concorde con il nord geografico. L’intensità del campo magnetico di Mercurio è sufficiente per deviare le particelle cariche del vento solare e creare una magnetosfera. Mercurio non ha l’equivalente delle fasce di Van Allen perché la magnetosfera è talmente piccola che la loro posizione viene a trovarsi al di sotto della superficie del pianeta. Il punto di equilibrio fra vento solare e campo magnetico (magnetopausa del punto subsolare) si trova a 1.35 raggi planetari dal centro del pianeta (per la Terra è a circa 10 raggi terrestri). Il campo magnetico di Mercurio non è tanto intenso da impedire che, nei periodi di forte attività del Sole, le particelle del vento solare possono raggiungere direttamente la superficie del pianeta ed interagire con essa.

Secondo la teoria comunemente accettata un campo magnetico planetario è generato dalle correnti elettriche presenti nel nucleo metallico fuso del pianeta. La presenza del campo magnetico di Mercurio indicherebbe la presenza di un nucleo ancora fuso in grado di sostenere correnti elettriche. D’altra parte i modelli della storia termica del pianeta indicano che il nucleo dovrebbe essersi solidificato già da molto tempo e questo dato è in contrasto con la teoria sulla generazione del campo magnetico. Per uscire da questa contraddizione sono state proposte alcune alternative:

  1. Nucleo ancora fuso a causa di un’abbondanza anomala di elementi radioattivi come Uranio e Torio.
  2. Bassa conducibilità del mantello esterno al nucleo che ne ha ostacolato il normale raffreddamento.
  3. Temperatura di solidificazione del nucleo più bassa di quella del ferro per la presenza di altri elementi più leggeri come lo zolfo. Un 7% di zolfo nel nucleo permetterebbe di avere un nucleo ancora fuso perché la temperatura di solidificazione si abbassa a soli 1300 K, dipendendo molto debolmente dalla pressione.

La terza possibilità è quella che incontra maggiormente il favore dei teorici, anche se non è chiara la causa dell’abbondanza di zolfo. Anche la bassa velocità di rotazione non favorisce le correnti elettriche nel nucleo e tuttavia il campo magnetico esiste. Quello del campo magnetico di Mercurio resta uno dei grandi problemi che la planetologia deve ancora risolvere.

L'atmosfera di Mercurio

Mercurio possiede un’atmosfera estremamente rarefatta: la densità media è di soli 105 atomi/cm3, molto migliore del “vuoto” che si riesce ad ottenere nei laboratori terrestri. La temperatura del gas è di circa 500 K, cui corrisponde una pressione superficiale di 7∙10-12 mbar (la pressione dell’atmosfera terrestre è in media di 1013 mbar). Il libero cammino medio di una particella atmosferica (cioè la distanza media fra un urto e il successivo), è di 300 000 km, molto maggiore dell’altezza di scala dell’atmosfera (che per l’idrogeno è di 1000 km): in questi casi ci si trova in presenza di una esosfera più che di un’atmosfera. In una esosfera gli urti fra particelle sono trascurabili, quello che domina è l’interazione particella-suolo.

Durante la missione del Mariner 10, con lo spettrometro ultravioletto, sono stati individuati idrogeno, elio e ossigeno. Molto probabilmente idrogeno e elio sono di origine solare, mentre l’ossigeno può derivare dalla scissione di molecole della crosta. Perché almeno la metà di un’atmosfera planetaria sia stabile su un tempo scala dell’ordine del miliardo di anni è necessario che la velocità media delle particelle che la compongono sia inferiore a 1/5 della velocità di fuga del pianeta. Per Mercurio la velocità di fuga vale 4.25 km/s, 1/5 di questo valore è 0.85 km/s, mentre la velocità termica media degli atomi di idrogeno, elio e ossigeno è, rispettivamente, di 3.5 km/s, 1.7 km/s e 0.9 km/s. Ne deriva che Mercurio non è in grado di trattenere in modo stabile il proprio involucro di gas.

Nell’atmosfera di Mercurio, con osservazioni telescopiche da terra fra il 1985 e il 1986, sono stati trovati sodio e potassio, grazie alle emissioni nel visibile di questi elementi. Il sodio è l’elemento più abbondante, le concentrazioni sono variabili, da 102 a 104 atomi/cm3, su tempi scala che vanno da poche ore ad alcuni anni. Spesso, emissioni di questi elementi sono osservate alle alte latitudini settentrionali e al di sopra del bacino Caloris. Evidentemente i gas sono emessi dai minerali della superficie la cui composizione non deve essere uniforme su tutto il pianeta. Ogni tanto le emissioni di sodio sono molto intense vicino ai poli magnetici di Mercurio, questo indicherebbe una qualche forma di interazione fra campo magnetico e superficie.

Gli atomi di sodio e potassio sono facilmente ionizzati dalla radiazione solare. A loro volta gli ioni interagiscono con i campi elettrici della magnetosfera del pianeta e possono venire espulsi nello spazio interplanetario a causa della bassa velocità di fuga di Mercurio. Si stima che gli atomi di sodio evaporino ad un tasso di 1.3∙1022 atomi/s. Stando così le cose gli atomi di sodio devono essere continuamente rimpiazzati dalla superficie e l’atmosfera si trova in uno stato di equilibrio fra ingressi ed uscite.

Il meccanismo con cui la superficie rifornisce di sodio e potassio l’atmosfera di Mercurio non è univoco, può trattarsi di minerali scissi nei loro componenti dalla radiazione solare (sia elettromagnetica sia corpuscolare), o degli effetti di impatti di micrometeoriti.

Storia geologica di Mercurio

Ora che abbiamo visto le principali caratteristiche di Mercurio possiamo tracciare un breve storia geologica del pianeta. Purtroppo non conosciamo le età assolute degli eventi ma solo quelle relative, perché nessuno ha mai analizzato campioni della superficie di Mercurio con le tecniche della datazione radioattiva. Le date riporate sono solo indicative.

Se l’alta densità di Mercurio è dovuta ad un impatto che ne ha rimosso gran parte del mantello, la registrazione degli eventi alla sua superficie inizia dopo la fase di differenziazione. Le prime unità geologiche a formarsi sono state le pianure intercrateriche, fra 4.3 e 4 miliardi di anni fa, durante la fase del bombardamento primordiale. Le pianure possono essersi formate a causa di emissioni di lava da fratture della crosta causate dagli impatti. Verso la fine della fase di bombardamento si ha la formazione del Bacino Caloris e del terreno collinoso ai suoi antipodi (circa 3.8 miliardi di anni fa). Da Caloris e da altri bacini minori è seguita la formazione delle pianure lisce. L’ultima tappa è la nascita delle scarpate lobate, a seguito della riduzione del raggio del pianeta, e delle fosse, a causa dell’aumento del periodo di rotazione dovuto alle maree solari. È possibile che il raggio di Mercurio continui a ridursi ma ora, il processo dominante, è la formazione di crateri raggiati dovuti ad impatti sporadici.

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