Superficie di Mercurio
Simile alla Luna, il suolo mercuriano è ampiamente craterizzato a causa dei numerosi impatti di asteroidi che hanno contrassegnato il suo passato[1] e presenta bacini riempiti da vecchie colate laviche, ancora evidenti a causa della mancanza quasi assoluta di un'atmosfera. Alcuni crateri sono circondati da raggi.[2]
Si esclude la presenza sul pianeta di placche tettoniche.
Rispetto alla Luna, i crateri secondari (prodotti dai clasti scagliati in aria in seguito a un impatto meteorico) si trovano più vicini ai crateri primari (prodotti direttamente dall'impatto) a causa della maggiore intensità del campo gravitazionale. Si può dunque supporre che esistano oggigiorno terreni costituiti da crosta originaria, non ancora ricoperti dai detriti prodotti dagli urti. Caratteristiche della superficie mercuriana sono enormi scarpate, alcune lunghe centinaia di km} e profonde fino a 3 km, presumibilmente formatesi in seguito ad una lenta ma progressiva compressione del pianeta, la cui superficie è diminuita dello 0,1% (corrispondente a una contrazione del raggio di 1 km) da quando il pianeta si è costituito a causa del raffreddamento.
Agli scoscendimenti e ai territori craterizzati si contrappongono vaste regioni pianeggianti, forse dovute ad un'antica attività vulcanica o al rideposito di clasti sollevati in seguito agli impatti meteorici. Negli anni novanta da un riesame dei dati rilevati dal Mariner 10 è peraltro emersa la possibilità che Mercurio sia stato soggetto ad attività vulcanica recente.
Caloris Planitia[modifica | modifica wikitesto]
La formazione più rilevante su Mercurio è certamente la Caloris Planitia, un cratere d'impatto dal diametro approssimativamente pari a 1 550 km e profondo 9 km, circondato da rilievi alti circa 2 km; la sua origine risale a 3,54 miliardi di anni fa. La spaventosa collisione che ha dato origine al mare, ha rischiato di spezzare il pianeta: ai suoi antipodi si osserva infatti una fitta rete di fratture dovute con ogni probabilità al contraccolpo dell'impatto.[3][4]
Poli[modifica | modifica wikitesto]
Dati recenti inviati nel 2012 dalla sonda MESSENGER[5] hanno confermato la presenza di ghiaccio in alcuni crateri del polo nord che rimangono perennemente in ombra. Si ipotizza che questo materiale sia stato portato da asteroidi e comete che hanno colpito il pianeta nel corso della sua storia. Il dato più interessante è stata la scoperta di zone di ghiaccio più a sud del polo, mescolato con materiale della crosta di Mercurio. Qui il modo con cui il ghiaccio riflette la luce fa ipotizzare la presenza di molecole organiche semplici contenenti carbonio. Al momento la sonda MESSENGER non ha inviato dati sul polo sud del pianeta.[6]
Galleria d'immagini[modifica | modifica wikitesto]
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Immagine di un lato di Mercurio (Sonda Mariner 10) -
Topologia di Mercurio -
Scansione spettroscopica di Mercurio
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ P. D. Spudis, The Geological History of Mercury, in Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago, n. 1097, 2001, pp. 100, Bibcode:2001mses.conf..100S.
- ^ Greeley, Ronald, Planetary landscapes, 2nd, New York, Chapman & Hall, 1993, p. 1, ISBN 0-412-05181-8.
- ^ (EN) The Great Caloris Basin on Mercury, su messenger.jhuapl.edu, NASA - JHU/APL, 30 gennaio 2008. URL consultato il 10 maggio 2011 (archiviato dall'url originale il 31 dicembre 2013).
- ^ (EN) Paul Murdin, Caloris Basin, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Bristol, Institute of Physics Publishing, 2001, DOI:10.1888/0333750888/4403. URL consultato il 10 maggio 2011.
- ^ (EN) Historic First: A Spacecraft Orbits Mercury, su science.nasa.gov, Science@NASA, 18 marzo 2011. URL consultato il 18 marzo 2011.
- ^ Eleonora Ferroni, Ghiaccio sul pianeta del fuoco: su Mercurio acqua e molecole organiche, su coelum.com, 3 dicembre 2012.
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