Il pianeta Mercurio
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Il pianeta Mercurio

Il più piccolo pianeta del Sistema Solare, il più vicino alla stella centrale ma anche uno dei più affascinanti e importanti per l'elaborazione di teorie di planetologia ma non solo. Il moto di Mercurio fornì la conferma alla Relatività Generale di Einstein mentre lo studio del pianeta, da Terra e tramite sonde, da MESSENGER a Bepi Colombo, ha rivelato la storia e il futuro del piccolo corpo celeste

Generalità su Mercurio

Dati orbitali e dati fisici del piccolo pianeta del Sistema Solare. Una presentazione della sonda MESSENGER. L'importanza di Mercurio nella teoria della gravità e nell'affermazione della Relatività di Einstein

I numeri di Mercurio
Il pianeta Mercurio ripreso dalla sonda MESSENGER. Crediti NASA
Il pianeta Mercurio ripreso dalla sonda MESSENGER. Crediti NASA

 

DATI FISICI
Diametro
  • Equatoriale: 4879,4 km
  • Polare: 4879,4 km
Schiacciamento 0
Masse terrestri 0.55 (3,3x1023 kg)
Densità media 5.43 g/cm3
Gravità 3.70 m/s2
Velocità di fuga 4.30 km/s
Rotazione siderale 54.6462 giorni
Obliquità su eclittica 0.01°
Albedo 0.106
Magnitudine minima -2.3
Temperatura superficiale da -170°C a 350°C
DATI ORBITALI
Distanza dal Sole 0.3871 UA
Perielio 46.001.272 km
Afelio 69.817.079 km
Eccentricità 0.205638
Inclinazione su eclittica 7.0051°
Rivoluzione siderale 0.241 anni
Velocità media 47.36 km/s
Velocità al perielio 58.98 km/s
Velocità all'afelio 38.86 km/s
Rivoluzione sinodica 115.88 giorni
Apogeo 82.133.000 km
Perigeo 217.149.000 km
Diametro 12.3'' (perigeo) - 4.6'' (apogeo)

Mercurio è un pianeta roccioso, il più piccolo del Sistema Solare , con un diametro minore della metà rispetto a quello terrestre ed inferiore persino a quello di due satelliti come Ganimede di Giove e Titano di Saturno.

Orbita ad una distanza media dal Sole di 57.909.176 chilometri, pari a 0,3871 UA oppure ancora a 3,22 minuti luce, in un periodo siderale (quindi rapportato alle stelle fisse) di 87,99 giorni. La distanza media deriva dai 46.001.272 chilometri di distanza raggiunti al perielio , quando il pianeta ha una velocità di 58,98 km/s, e dalla distanza di 69.817.079 chilometri all'afelio , quando il pianeta si muove alla velocità di 38.86 km/s. La velocità media è quindi di 47,36 km/s.
L'eccentricità orbitale è di 0,2056, a rappresentare l'orbita più ellittica di tutto il Sistema Solare, mentre l'inclinazione rispetto all'eclittica è di 7,005°, più di qualsiasi altro pianeta solare. L'inclinazione rispetto all'equatore solare è invece di 3,38°. 

Il problema dell'avanzamento del perielio e l'orbita di Mercurio per il futuro del Sistema Solare

Precessione del perielio di Mercurio. Crediti WillowW/Wikipedia
Precessione del perielio di Mercurio.
Crediti WillowW/Wikipedia

Visto dall'esterno, Mercurio traccia un percorso a corolla di un fiore anticipando il punto del perielio di 574 arcosecondi ogni secolo (il perielio torna allo stesso punto ogni quarto di milione di anni). Questo ha rappresentato sempre un problema per la Legge di Gravitazione Universale tanto da metterla in crisi, visto che la figura tracciata da Mercurio nel cielo differisce di 43 arcosecondi ogni secolo da quanto previsto dalla Legge di Newton. A tutto ha posto rimedio Einstein con la Relatività Generale: il perielio di Mercurio avanza perché Mercurio, al perielio, aumenta la propria velocità come descritto dalle Leggi di Keplero e di conseguenza aumenta anche la sua massa relativistica. Questo produce una piccola accelerazione nella velocità orbitale del pianeta, che raggiunge il punto di perielio più velocemente di quanto previsto dalla Legge di Newton. 

La previsione dell'allargamento delle orbite nel Sistema Solare, a causa dell'invecchiamento e della perdita di massa del Sole, è stata confermata da uno studio a firma NASA e MIT a inizio 2018, misurando la perdita di massa solare e altri parametri legati all'orbita di Mercurio. Le misurazioni forniscono anche indicazioni sulla costanza effettiva della costante gravitazionale, G.  Lo studio è partito migliorando le effemeridi di Mercurio, il pianeta che più di tutti subisce l'influenza solare, tramite il tracking radio operato sulla posizione della sonda MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging) durante il suo periodo di attività tra il 2008 e il 2015, prima con fly-by e poi con orbite. Le variazioni nel moto di Mercurio sono quindi servite a comprendere più a fondo l'evoluzione del Sole e le dinamiche che influenzano le orbite planetarie, nonché la struttura interna e la forma esterna della nostra stella. Alcuni dei parametri osservati sono stati separati dagli effetti relativistici sviluppando una nuova tecnica che stima e integra le orbite di MESSENGER e di Mercurio guidando verso una soluzione totale comprendente l'evoluzione solare. E' la prima volta che il tasso di perdita di massa da parte del Sole viene dedotto dalle osservazioni: a fronte di una teoria che vedeva la perdita di un decimo di punto percentuale in dieci miliardi di anni (incremento delle orbite planetarie di circa 1,5 centimetri per UA per anno, i nuovi valori rallentano questo processo lievemente e riducono l'incertezza, migliorando la stabilità della costante G di un fattore 10.

Mercurio non possiede satelliti naturali quindi la sua massa non può essere calcolata con la Terza Legge di Keplero, ma gli effetti gravitazionali sprigionati sul Mariner 10 durante i fly-by hanno consentito di stimare la massa del pianeta in 3,3x1023 kg, circa 1/18 della massa terrestre. La densità è di 5,43 g/cm3 ed è seconda soltanto alla Terra (5,52), ma se andiamo a depurare l'effetto gravitazionale otteniamo che Mercurio è considerevolmente più denso della Terra, con una densità non compressa di 5,3 g/cm3 contro i nostri 4,4. La gravità all'equatore è lo 0,284% di quella terrestre, con una velocità di fuga di 4,435 km/s.

Con un diametro equatoriale di 4.879 km, Mercurio è poco più grande di un terzo della Terra (0,383), con un volume di 61 miliardi di chilometri cubici che gli danno dimensioni pari a 1/18 del volume terrestre. La forma del pianeta è correntemente ancora ignota con precisione, visto che si tratta di un pianeta troppo piccolo per essere misurato da Terra. Tuttavia dovrebbe scostarsi di poco da una sfera, formando un ellissoide triassiale con due rigonfiamenti nel piano orbitale, dovuti all'influenza del Sole. E' inevitabile che l'attrazione solare finisca col deformare la crosta di Mercurio, sebbene di poco. La superficie del pianeta è di circa 75 milioni quadrati, circa il 15% di quella terrestre e quindi pari, quasi, all'Oceano Atlantico (due volte la superficie lunare).

Dal momento che l'asse di rotazione del pianeta è inclinato di solo 0,01° rispetto al piano orbitale, il pianeta non presenta stagioni. Il cielo è caratterizzato da un polo nord posto a Ascensione Retta 18h 44m 2s e declinazione 61,45°, nella costellazione del Drago, a metà strada tra la stella Polare e Vega. Nessuna stella indica con precisione il Nord per Mercurio, mentre il Sud è indicato molto da vicino dalla stella Alfa Pictoris, di magnitudine 3,31.

Mercurio ruota sul proprio asse in 58 giorni, 15 ore e 30 minuti ad una velocità equatoriale di 10,89 km/h, circa 154 volte inferiore rispetto alla velocità equatoriale terrestre. Sperimenta una risonanza di 3:2 con il periodo di rivoluzione , ruotando tre volte intorno al proprio asse mentre compie due rivoluzioni intorno al Sole. Ciò vuol dire che il pianeta alterna le facce al Sole ad ogni perielio . Un risultato è la presenza di due punti caldi sul pianeta, sull'equatore, uno a 0° e l'altro a 180° di longitudine , che giacciono proprio davanti al Sole nei punti di perielio. La temperatura sulla superficie di Mercurio varia da 740 Kelvin nei punti caldi di perielio fino a 90 K nelle zone oscure del pianeta. Non esistono moderazioni dovute all'atmosfera : la temperatura crolla di notte e sale vertiginosamente di giorno. A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione estremamente lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare.

Il pianeta Mercurio dalla sonda Messenger. Crediti NASA
Il pianeta Mercurio dalla sonda Messenger. Crediti NASA

Se vivessimo su Mercurio e guardassimo l'alba, dovremmo attendere 44 giorni per vedere il Sole arrivare allo zenit ed altri 44 giorni (terrestri) per vederlo tramontare. Un giorno "completo" su Mercurio dura 176 giorni terrestri, un tempo più lungo del periodo di rotazione e due volte la durata dell'anno di Mercurio. Un particolare tipo di alba può essere osservata da due punti particolari dell'equatore , posti a 90° e 270° di longitudine : in questi punti è possibile alternare alba e tramonto quando il pianeta è al perielio. Il Sole impiega più di quattro giorni terrestri per portarsi sopra l'orizzonte aumentando il proprio diametro apparente da 96 a 102 arcominuti, dopo di che sprofonda nuovamente dietro l'orizzonte per circa otto giorni prima di ricominciare di nuovo a sorgere diminuendo lentamente il proprio diametro apparente. Il disco solare esce completamente dall'orizzonte 18 giorni dopo la sua prima apparizione. Questa bizzarra danza, unica in tutto il Sistema Solare, è causata dall'orbita del pianeta intorno al Sole nel punto di perielio. In questi momenti, nei punti equatoriali di longitudine 0 e 180° è possibile, invece, vedere il Sole oscillare intorno al punto di zenit.

Molto di ciò che sappiamo lo dobbiamo alla sonda MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging), lanciata il 3 agosto del 2004 con fly-by del pianeta effettuati il 14 gennaio 2008, l'8 ottobre 2008, il 29 settembre 2009. Il giorno 18 marzo 2011 la sonda MESSENGER è diventata il primo satellite artificiale in orbita intorno al pianeta Mercurio, con un ritmo tale da completare tre orbite al giorno attorno a Mercurio, giungendo così a compiere la sua 3000esima orbita il 20 aprile 2014. I voli radenti hanno avuto lo scopo non solo di impostarne l'orbita ermeocentrica, ma hanno anche rappresentato una grande occasione per mappare la superficie mercuriana più di quanto avesse potuto fare la sonda precedente, la Mariner 10, nel 1974. Nel frattempo, gli strumenti a bordo della navicella continuano a raccogliere nuovi dati su Mercurio e il suo ambiente. 

Ultimo aggiornamento del: 19/01/2020 14:22:32

Struttura e superficie di Mercurio

Una superficie ricca di crateri che molto spesso lascia accomunare Mercurio alla Luna ma che rivela in realtà una natura molto legata ad attività vulcanica passata. La sonda MESSENGER ha consentito di mappare quasi tutto il suolo del pianeta.

Dopo la formazione del Sistema Solare , il pianeta Mercurio era una massa singola omogenea ma il seguente riscaldamento portò il materiale a disporsi e separarsi in base alla densità, in un processo noto come differenziazione e tipico dei corpi celesti dotati di una certa massa .

Le fonti di riscaldamento erano svariate: pressione interna, decadimento radioattivo di elementi e riscaldamento prodotto da frequenti impatti asteroidali, attratti dal Sole ma in grado di colpire anche Mercurio, poco distante dalla stella . La differenziazione ha quindi portato i materiali più pesanti a sprofondare nel cuore del pianeta formandone il nucleo, mentre i materiali più leggeri come il silicio, il magnesio e l'alluminio sono rimasti in alto a formarne mantello e crosta. Tutti i pianeti terrestri hanno una struttura interna simile, tipicamente formata da un cuore metallico principalmente composto di ferro circondato da un mantello di silicati e, ancora più all'esterno, una crosta di roccia solid, ma una cosa in particolare rende Mercurio unico. La grande densità del pianeta , a dispetto del suo piccolo diametro, risulta da una composizione che dovrebbe suddividersi tra ferro al 70% e silicati al 30%. Molto del ferro è contenuto in un enorme nucleo che misura 3.900 chilometri di diametro, circa il 75% del diametro totale del pianeta, una proporzione che non ha riscontri in nessun altro pianeta solare. I silicati invece sono più presenti nel mantello e nella crosta. In pratica, a fronte di un diametro di soli 4.879 chilometri circa, Mercurio presenta una densità effettiva superiore a quella di ogni altro pianeta solare, il che lascia pensare ad un nucleo metallico (ferro, nichel e tracce di zolfo) in proporzione veramente enorme. Il nucleo, come detto, dovrebbe infatti rappresentare il 75% del diametro planetario (per la Terra il valore è 54%) ed il 42% del volume (12% per la Terra). Ne segue che crosta e mantello hanno uno spessore di soli 600 chilometri.

Il nucleo terrestre a sinistra rapportato a quello ben più grande di Mercurio a destra. Crediti
Il nucleo terrestre a sinistra rapportato a quello ben più grande di Mercurio a destra. Crediti  Wikimedia.org 

L'immagine mostra la struttura di Mercurio (a destra) in confronto a quella terrestre (a sinistra): il nucleo è proporzionalmente molto più grande su Mercurio che sulla Terra. In seguito alla differenziazione è probabile che il cuore di ferro di Mercurio sia stato arricchito anche da un impatto di un altro corpo planetario dal nucleo di ferro: i due nuclei potrebbero essersi fusi mentre le sostanze volatili più leggere potrebbero essere state soffiate via dai venti solari o consumate proprio dal Sole. Le simulazioni parlano di un corpo "proiettile" di massa pari ad 1/6 della massa del proto-Mercurio, mosso ad una velocità  di 126.000 km/h. Come vedremo a breve, però, la sonda MESSENGER sembra aver negato questo evento. 

Il nucleo esterno si compone di metallo liquido ma fino al 2019 esisteva soltanto l'idea che quello interno potesse essere solido. Da aprile 2019 si può dire con certezza che il nucleo interno di Mercurio sia realmente solido e che le sue dimensioni siano simili a quelle del nucleo interno della Terra. L'interno di Mercurio è ancora attivo a causa del nucleo fuso che alimenta il debole campo magnetico planetario. L'interno di Mercurio si è raffreddato più rapidamente rispetto a quello del nostro pianeta quindi Mercurio stesso può essere uno sguardo al futuro, a come sarà la Terra quando il suo nucleo si raffredderà. Le osservazioni radio della MESSENGER sono state utilizzate per determinare le anomalie gravitazionali e la posizione del polo di rotazione , consentendo di conoscere al meglio l'orientamento del pianeta. Lo strato liquido del nucleo esterno fu dedotto nel 2007 dalle librazioni osservate da Terra, ma rotazione e librazioni non sono sufficienti a scendere ancora più nel nucleo interno. La gravità viene in soccorso visto e man mano che l'orbita di MESSENGER andava stringendosi al pianeta sono stati acquisiti segnali gravitazionali sempre più precisi, ottenendo le misurazioni più accurate circa la struttura interna. I dati sono stati elaborati da un supercalcolatore che ha consentito di risalire alla composizione interna del pianeta. Ne è risultato un nucleo solido di ferro dal diametro di circa 2000 chilometri, ad occupare quasi la metà dell'intero nucleo del pianeta (Antonio Genova et al. - Geodetic Evidence That Mercury Has A Solid Inner Core, Geophysical Research Letters - 2019).

Mercurio, nonostante i dati della sonda MESSENGER, è il pianeta interno meno conosciuto ma è anche quello che presenta il maggior numero di anomalie, strutturali e chimiche. Le motivazioni possono essere diverse, prime tra tutte la formazione molto veloce del pianeta rispetto agli altri, formazione avvenuta presumibilmente a partire dal materiale vaporizzato dall'elevatissima temperatura e poi condensato dai planetesimi. Inoltre, nel mantello  di Mercurio potrebbe esserci più ferro di quanto le misurazioni superficiali non indichino: studi più datati hanno portato all'ipotesi per la quale Mercurio debba essere molto ricco di ferro e debba contenere zolfo in quantità più consistente di quanto non fosse disponibile nel materiale che ha composto la parte interna del Sistema Solare. I dati della MESSENGER hanno parlato poi di un mantello molto denso, in grado di contenere grandi quantità di ferro. BepiColombo - in viaggio verso Mercurio - metterà a disposizione un numero di strumenti sicuramente all'altezza del compito da svolgere. 

Secondo i calcoli effettuati al termine della missione MESSENGER, nel 2015, la crosta di Mercurio fu stimata in 22 miglia circa di spessore ma calcoli effettuati nel 2018 fanno scendere il valore fino a 16 miglia, con una composizione più densa di quella dell'alluminio. I dati di riferimento sono sempre quelli di MESSENGER ma le formule sono diverse e i risultati vanno a favore di una crosta formata principalmente dall'attività vulcanica del pianeta. Il fatto che Mercurio abbia un nucleo gigantesco rispetto agli altri pianeti può far pensare che la crosta sia andata perduta a causa del vento solare oppure in seguito a impatti e le nuove stime possono aiutare a prendere la strada giusta. Sebbene ancora caldo, il nucleo di Mercurio si è molto raffreddato rispetto alle condizioni iniziali e di questo sono testimonianze visive le scarpate scoperte dalla Mariner 10 e confermate a livello planetario dalla MESSENGER. Il raffreddamento interno deve aver ridotto di volume il nucleo di un buon 75% del diametro, con ripercussioni sul sottile mantello e sulla superficie. Proprio da questo raggrinzimento del pianeta derivano le scarpate superficiali. Ma come è possibile che un pianeta così piccolo abbia un nucleo di dimensioni così eccezionali? Ci sono due teorie dominanti.

  1. la prima, teorizzata da Willy Benz dell'università di Berna, parla di un impatto risalente a 50 milioni dopo la formazione del pianeta. All'epoca il pianeta doveva avere una massa pari a 2,5 volte quella attuale e venne strisciato da un oggetto planetario di 0,03 masse terrestri. I due nuclei metallici si fusero mentre soltanto il 50% dei frammenti rocciosi cadde di nuovo sul pianeta. Se tutto ciò è vero, la superficie di Mercurio dovrebbe essersi impoverita in termini di materiali volatili come ossido di ferro e ossido di titanio.
  2. la seconda teoria riconduce il tutto all'estrema vicinanza di Mercurio al Sole: i forti venti solari avrebbero fatto evaporare una buona parte della frazione superficiale ricca di sodio e potassio, quindi la crosta dovrebbe essersi arricchita della componente metallica meno volatile.

A questo punto occorre misurare la quantità di ferro e titanio per scegliere la prima o la seconda alternativa: se sono presenti in piccola quantità si preferisce l'impatto mentre in caso contrario si preferisce l'attività solare.
MESSENGER ha avuto un ruolo importante in questa misurazione, calcolando l'energia dei raggi gamma e dei neutroni che la crosta di Mercurio emette sotto la pioggia dei raggi cosmici . Il flusso di neutroni molto basso riscontrato dalla sonda gioca a favore di una grande quantità di ferro e titanio, quindi sembra proprio che l'enorme dimensione del nucleo sia dovuta ad una azione di [V]sublimazione[/V] selettiva delle parti più volatili da parte del riscaldamento solare. Ma in che forma sono presenti ferro e titanio sulla superficie di Mercurio? Si ritiene probabile la presenza di ilmenite, un ossido di ferro e titanio di origine magmatica, molto scuro e quindi visibile anche ad occhio. Ed ancora una volta MESSENGER sembra confermare il tutto, mostrando le foto di spettacolari crateri circondati da aloni scuri. La prova definitiva dovrebbe essere arrivata dalle analisi spettrografiche della zona, che sono avvenute a partire dal 2012, da quando la sonda si è posizionata in orbita fissa intorno al pianeta. Proprio queste composizioni scure portano ad un altro discorso innovativo rispetto a quanto pensato ai tempi del Mariner 10: l'attività geologica del pianeta Mercurio.

Sulla Terra e sulla Luna la crosta rappresenta la frazione di mantello che si è tramutata in roccia e per Mercurio la stima della porzione si aggirava intorno all'11% del mantello originario (per la Luna, simile a Mercurio, la percentuale è del 7%). La storia della formazione della crosta è però diversa ed evidentemente Mercurio ha seguito un percorso diverso da quello della nostra Luna. L'isostasia cerca di spiegare come mai, a fronte di una evoluzione naturale dei pianeti fino ad approdare ad una sfera liscia, possano esistere montagne e vallate. Esistono due tipi di isostasia, chiamate Airy e Pratt, ed entrambe si concentrano sul bilanciamento di masse in fette di pianeta delle stesse dimensioni. Se una fetta ha più massa di una fetta adiacente, allora il mantello del pianeta tende a trasudare spostando la crosta sovrastante fino a rendere le fette uguali per massa. L'isostasia di Pratt sostiene che la crosta di un pianeta varia in densità: la fetta che contiene una montagna ha la stessa massa di una che contiene una pianura visto che la crosta che presenta la montagna è meno densa rispetto alla terra piana. In ogni punto del pianeta la crosta galleggia uniformemente sul mantello. Per verificare il caso Mercurio occorre quindi mettere in relazione la densità con la topografia e lo studio del 2018 ha messo in rilievo proprio questa relazione, ottenendo una mappa di densità che finora mancava. In base alla isostasia di Pratt ci si attendeva una presenza di minerali ad alta densità nei crateri e una presenza di minerali a bassa densità nelle montagne, ma questo non è stato il risultato visto che esiste un mix di minerali a prescindere dalla topografia. Si è passati quindi a considerare l'isostasia di Airy, utilizzata per giungere a stime dello spessore della crosta di Mercurio e per la quale la profondità della crosta di un pianeta varia in base alla topografia: una montagna può essere sostenuta da una radice sottostante, come un iceberg che galleggia sull'acqua. Come un iceberg contiene la stessa massa dell'acqua che lo sposta, così una montagna e la sua radice conterranno la stessa massa del materiale del mantello che viene spostato. Nei crateri la crosta è sottile e il mantello è più vicino alla superficie. La formula elaborata bilancia la pressione che la crosta esercita sul mantello fornendo una stima dello spessore della crosta stessa. 

La storia geologica e la superficie

La storia geologica di Mercurio è stata ordinata in cinque periodi distinti basati sulle relative età:

  1. Pre-Tolstojana: Tolstoy è un bacino multiring da impatto che misura 510 chilometri di diametro. Il periodo inizia nelle prime fasi della storia di Mercurio, circa 4,6 miliardi di anni fa. La fusione globale degli strati più esterni della crosta di Mercurio può aver prodotto un oceano di magma simile a quello che si pensa possa aver coperto la nostra Luna. Un simile episodio potrebbe aver prodotto una ulteriore differenziazione, consentendo ai minerali a bassa densità di affiorare sulla crosta formando una crosta simile a quella lunare. Le condizioni su Mercurio, appena formato, erano molto instabili. Meteoroidi ed asteroidi continuavano ad impattare il pianeta, rimescolando continuamente la crosta del pianeta e producendo crateri che rappresentano le unità geologiche più anziane del pianeta. Questi crateri sono tutt'ora visibili lungo la superficie di Mercurio. Questi bacini antichi e le loro strutture ad anelli concentrici sono stati identificati attraverso vari criteri, includendo l'identificazione di catene montuose e di monti isolati scovati in strutture più giovani, scarpate e caratteristiche topografiche di grande rilievo trovate in aree craterizzate, ecc. Durante questo periodo di bombardamento pesante, il materiale fuso riuscì ad uscire attraverso i punti deboli della crosta e si diffuse in tutta la superficie del pianeta sottoforma di lava, riempiendo i bacini esistenti e producendo alcune delle pianure che ora coprono alcuni dei bacini più anziani. Proprio le pianure inter-cratere sono le strutture più diffuse nel paesaggio di Mercurio. Un tale scenario si verificò circa 4 miliardi di anni fa.
  2. Tolstojana: Tra i 3,8 ed i 4 miliardi di anni fa ci fu un periodo noto come Late Heavy Bombardment: milioni di asteroidi vennero attratti gravitazionalmente dai corpi maggiori come Giove, Urano e Nettuno e finirono per entrare nel Sistema Solare interno bombardando pianeti come Mercurio stesso, Venere e la Terra. Anche Marte e la Luna ebbero la loro forte dose di crateri proprio in questo periodo. Inizia con questo evento l'Era Tolstojana, con la formazione del bacino multiring Tolstoy vicino l'equatore , che termina 3,8 miliardi di anni fa con la formazione del bacino Caloris, in seguito all'impatto più significativo della storia di Mercurio.
  3.  Caloriana: Caloris è un bacino multiring da impatto che misura 1.340 chilometri di diametro. L'impatto Caloris ha prodotto un vasto bacino la cui struttura ad anello abbraccia quasi un emisfero di Mercurio. Numerose strutture, vallate e catene di crateri legate all'impatto Caloris sono state rintracciate. Il cratere maggiore misura 1.340 chilometri di diametro ed è battezzato Monte Caloris. Le onde sismiche dell'impatto hanno attraversato la crosta focalizzando la loro energia in un punto al centro di Caloris, distruggendo le precedenti strutture e fornendo un paesaggio collinare. Nel frattempo, il nucleo di Mercurio si raffredda riducendo di 3 chilometri il proprio diametro e facendo "piegare" la superficie tagliando la topografia esistente in scarpate di diversi chilometri di lunghezza e fino a 3 chilometri di altezza. Il terreno più giovane di Mercurio consiste di pianure smussate che occupano circa il 15% della superficie planetaria. Con pochi crateri ed attraversate qua e là da creste e rughe, le pianure hanno una composizione differenziata. Si ritiene che possano essere coperte da materiale espulso dagli impatti sotto forma di ejecta. Comunque, sembra proprio che la modalità di origine di queste pianure sia riconducibile ad un episodio di vulcanismo indotto dall'impatto Caloris, quando si sono sviluppate le liscie pianure Suisei, Odino e Tir Planitiae. Dopo questo evento, Mercurio è rimasto geologicamente tranquillo a parte occasionali meteoroidi, piccoli asteroidi e comete.
  4.  Mansuriana: Mansur è un cratere da impatto che misura 100 chilometri di diametro. Questa fase è caratterizzata da una assenza di attività vulcanica a larga scala e da una rapida diminuzione del tasso di impatti e va dai 3,5 miliardi di anni fa ad 1 miliardo di anni fa. Probabilmente in questo periodo si è formato, dalle comete, molto del ghiaccio che oggi si trova nei fondali dei crateri perennemente in ombra.
  5.  Kuiperiana: Kuiper è un cratere da impatto che misura 62 chilometri di diametro. L'impatto che ha formato il cratere è avvenuto più o meno un miliardo di anni fa. I crateri di questa era, a partire proprio da Kuiper, mostrano una raggiera abbastanza brillante di ejecta.

La superficie di Mercurio è stata svelata totalmente soltanto nel 2008-2009, quando la sonda MESSENGER è riuscita a fotografare il lato rimasto sempre oscuro del pianeta. Vulcani spenti, pianure di lava estese per milioni di chilometri, canali e faglie a profusione: è questa la superficie del pianeta Mercurio che emerge dalla mappa ottenuta. Le informazioni alla base degli studi sono state inviate nel gennaio e nell'ottobre 2008 durante i primi due dei tre avvicinamenti previsti a Mercurio. Simile alla Luna all'esterno, sebbene ci siano importanti differenze di formazione, e simile alla Terra all'interno, Mercurio è un pianeta paradossale. In verità, non soltanto Mercurio e la Luna hanno subito urti con meteoriti; è tuttavia normale che i pianeti in possesso di un'atmosfera consistente risentano in misura assai minore dell'effetto degli impatti, poiché i corpi incidenti vengono fortemente erosi dall'attrito atmosferico. Inoltre l'atmosfera stessa erode lentamente la superficie del pianeta, cancellando le tracce dell'urto.

Superficie di Mercurio al terminatore, con evidenza in basso a destra del bacino Tolstoy. Immagini dalla Mariner 10. Crediti NASA
Superficie di Mercurio al terminatore, con evidenza in basso a destra del bacino Tolstoy. Immagini dalla Mariner 10. Crediti NASA

Ad una occhiata superficiale, la prima cosa che si nota è la pesante craterizzazione della superficie planetaria e l'appartenenza dei crateri alla famiglia dei crateri da impatto. Molti di essi sono antichi, largamente erosi e sepolti da caratteristiche più giovani come crateri più recenti e relativi ejecta. Il fondo di molti di questi crateri anziani è stato coperto da lava. I grandi bacini multiring, nella loro forma a raggio e con il loro riempimento di lava (come quelli trovati sulla Luna) non sono così visibili immediatamente. Ad una attenta analisi superficiale, però, si scopre una complessa storia di bombardamenti, alcuni su larga scala, più due distinti episodi di fuoriuscita di lava, combinati con un aggiustamento della crosta dovuto al restringimento del nucleo di Mercurio.

Alcuni dei crateri più giovani si trovano al centro di sistemi di raggi colorati comprendenti ejecta formati dai processi di impatto. Questi ejecta sono formati prevalentemente da roccia polverizzata oltre che da tracce del corpo che ha determinato l'impatto. Questo materiale è andato a sua volta ad impattare nelle zone adiacenti formando cerchi secondari e creando la regolite di Mercurio. La natura rotante dei cerchi e la loro piccola estensione, comparata ai più giovani crateri lunari di simile dimensione, attesta che la gravità di Mercurio è due volte quella della Luna: il materiale infatti finisce prima sul suolo perché maggiormente attratto. Le pianure, ad eccezione di Borealis Planitia e Planitia Caloris, prendono il nome di Mercurio nelle diverse lingue. Le valli hanno il nome delle installazioni radio terrestri grazie alle quali è stato determinato il periodo di rivoluzione del pianeta. Le scarpate hanno il nome delle navi del XV secolo, dal momento che Mercurio era il dio dei viaggi e dei commerci. Due dorsali hanno il nome di astronomi, mentre i crateri sono stati battezzati con i nomi risalenti alle arti ed all'umanesimo, tranne il cratere Kuiper (astronomo) ed il cratere Hun Kal (termine Maya).

Mappa topografica di Mercurio. Crediti NASA
Mappa topografica di Mercurio. Crediti NASA

Apollonia si colloca nell'emisfero boreale del pianeta, a longitudine pari a 45°E. Aurora, invece, è nell'altro emisfero, a 90°O. Al suo interno le formazioni principali sono la Victoria Rupe, la Endeavour Rupe, il cratere Derzhavin e gli altri crateri come Sholem Aleichem, Stravinsky e Vyasa. Nella regione Australia, posta sotto il 70° [V]parallelo[/V] Sud, sono presenti le formazioni Adventure Rupe e Resolution Rupe con i crateri Boccaccio, Cervantes, Bernini, Van Gogh, Ictinus e Leopardi.

Della superficie mercuriana ci sono poche immagini, scattate principalmente dalla sonda Mariner 10. Con la MESSENGER le conoscenze sono state approfondite notevolmente. Il bacino più noto è il Mare Caloris, dal diametro di circa 1340 km e profondo circa 9 chilometri: si tratta di una grande pianura circolare circondata da anelli di monti che si innalzano per circa 2000 metri rispetto al terreno circostante. Questo bacino deve il suo nome al fatto che si trova sempre esposto alla luce del sole durante il passaggio di Mercurio al perielio e pertanto è uno dei punti più caldi del pianeta. Dovrebbe essere stato originato da un meteorite, circa 3,54 miliardi di anni fa. La collisione, spaventosa, ha rischiato di spaccare il pianeta: agli antipodi del Mare, infatti, c'è una fitta rete di fratture dovute probabilmente al contraccolpo dell'impatto. Il corpo che ha fatto da proiettile dovrebbe aver avuto un diametro di circa cento chilometri. Il bacino più grande, invece, è il Mare Borealis, con 1530 chilometri di diametro.

Durante il fly-by dell'ottobre 2008 è venuto alla ribalta un nuovo grande cratere, battezzato Rembrandt e con un diametro di circa 700 chilometri, con una età stimata di 3,9 miliardi di anni e quindi risalente all'era del bombardamento pesante (Late Heavy Bombardment - LHB) dei corpi interni del Sistema Solare . Sebbene antico, non si tratta di uno dei crateri più vecchi di Mercurio e consente lo studio del suo fondale, attraversato da una lunga scarpata di oltre 1000 chilometri formata, si crede, dal raffreddamento del pianeta. La parte interna di Rembrandt è caratterizzata da una raggiera che si diparte dalla regione centrale, da depressioni e da creste montuose di una tipologia finora mai vista nel Sistema Solare. Si ritiene che le increspature derivino da processi geologici molto diversi da quelli verificatisi nelle regioni adiacenti: le catene rugose deriverebbero da compressione della crosta mentre le spaccature dalla separazione di zone crostali. La sonda MESSENGER, in pratica, ha consentito di far capire che a differenza della Luna (alla quale era stato sempre paragonato per formazione morfologica) Mercurio deve il suo aspetto principalmente ad una attività vulcanica passata che, ora, è certo si sia verificata. La sua natura è, quindi, più simile a quella di Marte.

Il passato vulcanico

Antiche zone vulcaniche su Mercurio. Crediti NASA
Antiche zone vulcaniche su Mercurio. Crediti NASA

La Mariner 10 ci lasciò l'idea di un corpo spento da miliardi di anni, come la Luna. In realtà non è così e la sonda MESSENGER ce ne ha dato testimonianza. Si ha infatti notizia di una attività vulcanica passata, intensa e globale. Il 40% della superficie di Mercurio è infatti coperta da pianure di magma risalenti a circa 3,5 miliardi di anni fa, mentre altre strutture sembrano forgiate da attività vulcanica più recente. Sul bordo meridionale del bacino Caloris sono visibili circa dieci macchie ad alta emissione infrarossa che altro non sono se non strutture vulcaniche a pareti lisce e cono centrale irregolare. Altra struttura molto particolare è quella battezzata The Spider (il ragno), data da una raggiera profonda che sembra convergere proprio al centro di Caloris. Si tratta di almeno 250 fessure discontinue, lunghe dai 5 ai 150 chilometri e larghe da 1 a 5 chilometri. Questa formazione è nota come Pantheon Fossae, e nel suo baricentro è presente Apollodorus, una impronta poligonale a picco centrale molto simile ad un cratere da impatto di 40 chilometri di diametro. Può essere un impatto, anche se è curioso che il proiettile che lo ha creato abbia colpito l'esatto baricentro del cratere.

Ultimo aggiornamento del: 19/01/2020 14:32:33

Il campo magnetico di Mercurio

La Mariner 10 si rese conto nel 1974 dell'esistenza di un campo magnetico dipolare sprigionato dal piccolo pianeta Mercurio, un campo magnetico come quello terrestre ma cento volte meno potente e con una origine ancora ignota

Nucleo di Mercurio. Crediti: Dipartimento di Ingegneria Meccanica e Aerospaziale, La Sapienza, Roma
Nucleo di Mercurio. Crediti:
Dipartimento di Ing. Meccanica e Aerospaziale, La Sapienza, Roma

Nel 1974 la sonda Mariner 10 scopre il campo magnetico dipolare del pianeta Mercurio, netto anche se debole. Mercurio presenta infatti un campo magnetico con poli caricati positivamente e negativamente,  esattamentecome la Terra. Come nella Terra, inoltre, l'asse magnetico è in linea con l'asse di rotazione , con un discostamento di soli 14°. Il campo magnetico ammonta a 0,002 Gauss, circa un centesimo della forza del campo magnetico terrestre, il che implica una origine a opera di una dinamo interna in grado di trasformare energia meccanica in energia magnetica, ma i dati in nostro possesso sono ancora pochi per comprendere il processo totale. In passato si è pensato ad un magnetismo di tipo fossile, residuo della magnetizzazione della crosta di ferro un tempo presente, oppure ad uno strato fluido che separa la crosta dal cuore. Un campo magnetico del genere richiede infatti in teoria un nucleo planetario caldo, il che è difficile da pensare per un corpo piccolo come Mercurio. Proprio questo problema è stato analizzato dal 2001 da G. Shubert all'Università della California, il quale propose la presenza di zolfo, insieme al ferro, come giustificazione al mantenimento del nucleo planetario allo stato liquido. La presenza dello zolfo indurrebbe il ferro a trasformarsi parzialmente in solfuro ferroso, senza incidere più di tanto sulla densità media globale visto che ferro e solfuro ferroso hanno una densità molto simile. In pratica, l'aggiunta di zolfo abbassa la temperatura di fusione del nucleo di ferro metallico consentendo anche ad un corpo di piccola massa come Mercurio di mantenere un nucleo parzialmente fluido per tempi astronomici. Un altro problema però era presente: il campo magnetico di Mercurio ha una intensità pari a un centesimo di quello terrestre, ma è improponibile un meccanismo di formazione come quello che ha dato vita al magnetismo del nostro pianeta. La Terra infatti si basa su correnti convettive in un nucleo metallico fuso velocemente co-rotante col pianeta, ma la rotazione di Mercurio è troppo bassa per avere un effetto simile. Proprio su questo dilemma si sono concentrati gli studi di Jie Li e Bin Chen dell'università dell'Illinois, arrivando a simulare addirittura in via sperimentale il comportamento dei materiali presenti nei nuclei planetari.

Riguardo ai pianeti di massa compresa tra quella terrestre e quella lunare, i due scienziati hanno utilizzato miscele di ferro arricchito fino al 12% di zolfo, sottoponendole a pressioni e temperature tipiche di corpi celesti della taglia indicata (da 10 a 150 GPa, con 1 GPa pari a 10.000 atmosfere, e temperatura da 1000 a 6000°C). Per quanto riguarda Mercurio, la pressione viene portata intorno ai 14 GPa, quindi a 14.000 atmosfere. I risultati sono stati sorprendenti: in miscele ferrose al 5-7% di zolfo, con temperatura di 1600°C, inizia la precipitazione di cristalli di ferro con aumento della percentuale di zolfo nella miscela sovrastante. Questo ha un ruolo importante nel nucleo di Mercurio, sempre ammesso che contenga realmente zolfo: il progressivo raffreddamento del nucleo produce una continua pioggia di cristalli di ferro verso il centro e, contemporaneamente, un progressivo arricchimento in zolfo dello strato più esterno. In tal caso, il nucleo di Mercurio sarebbe composto da ferro cristallino puro, avvolto da una miscela di solfuro ferroso che riesce a mantenersi allo stato fuso grazie al progressivo aumento della percentuale di zolfo. Secondo Li e Chen, proprio la precipitazione dei cristalli produce la nascita del campo magnetico dipolare, che risulta centrato nel nucleo e disassato di soli 2° rispetto all'asse di rotazione. I dati della sonda MESSENGER rispecchiano quelli del Mariner 10: la forma dipolare è rimasta intatta sia per quanto riguarda la struttura tridimensionale sia per il fatto di non derivare da componenti fossili. 

Ovviamente i dettagli del campo magnetico risultano molto più evidenti da quando la sonda MESSENGER è entrata in orbita su Mercurio, dal momento che è stata impegnata nel calcolare ogni irregolarità del campo ed ogni anomalia interna. Mentre il campo magnetico è troppo debole per produrre una fascia di particelle cariche come la fascia di Van Allen intorno alla Terra, la pressione del vento solare distorce la geometria della magnetosfera del pianeta.  Il campo magnetico di Mercurio deflette il vento solare, rallentandolo e creando un'onda d'urto nota come shock. La parte che è rivolta verso il Sole arriva a 1,5 raggi dalla superficie del pianeta mentre la parte opposta arriva a 15 raggi di Mercurio di lunghezza.

Gli antichi poli magnetici di Mercurio erano distanti dalla attuale posizione odierna, il che implica come il campo magnetico, esattamente come quello terrestre, si sia modificato nel tempo. Il polo nord magnetico della Terra va alla deriva in misura compresa tra 55 e 60 chilometri ogni anno mentre il polo sud si sposta da 10 a 15 chilometri. L'orientamento è cambiato più di cento volte nel corso dei 4.5 miliardi di anni di età del nostro pianeta . La cartina tornasole delle variazioni è data dalle rocce: le rocce ignee, derivanti dal raffreddamento della lava, conservano tracce del campo magnetico durante il raffreddamento stesso, allineandosi (magnetizzazione termopersistente). Dalle rocce si è compreso come l'ultimo ribaltamento del campo magnetico si è avuto 780.000 anni fa circa. Un discorso del genere può essere fatto solo per Terra e Luna. Per gli altri  corpi celesti mancano le rocce da analizzare. Per Mercurio servivano rilevazioni a bassa quota, una occasione che è venuta dalla fine della missione MESSENGER la quale nel 2015 ha iniziato la discesa raccogliendo tre mesi di informazioni e rivelando dati sulla magnetizzazione crostale del pianeta. Sono stati così studiati antichi crateri con diverse firme magnetiche rispetto alla media del terreno circostante, crateri che risalgono a epoche comprese tra 4.1 e 3.8 miliardi di anni fa. I crateri sono utilissimi poiché durante l'impatto il calore generato fonde le rocce consentendo un riallineamento con il campo magnetico attuale, lasciandoci una fotografia di fondamentale importanza. Cinque crateri studiati hanno evidenziato un allineamento del campo magnetico "registrato" diverso dall'orientamento attuale. Gli antichi poli magnetici erano lontani dall'attuale Polo Sud geografico del pianeta, con variazioni nel tempo. Ci si attendeva un raggruppamento dei poli in due punti più vicini all'asse di rotazione del pianeta ma è stato osservato, invece, come i poli si distribuiscano in modo casuale, con localizzazione sempre nell'emisfero "australe".

Traiettoria di discesa della sonda MESSENGER su Mercurio, con i crateri evidenziati da cerchi bianchi. Crediti AGU
Traiettoria di discesa della sonda MESSENGER su Mercurio, con i crateri evidenziati da cerchi bianchi. Crediti AGU

L'evoluzione magnetica di Mercurio deve essere stata molto diversa da quella terrestre e il pianeta potrebbe essersi spostato lungo il proprio asse. Si attendono i futuri dati di BepiColombo per poterne sapere di più (Joana S. Oliveira et al. Constraining the Early History of Mercury and its Core Dynamo by Studying the Crustal Magnetic Field, Journal of Geophysical Research: Planets - 2019).

Ultimo aggiornamento del: 13/02/2020 13:00:57

Atmosfera e ghiaccio

Un pianeta troppo vicino al Sole e troppo piccolo per mantenere la propria atmosfera, ma proprio questa assenza consente ad alcuni crateri di mantenere una temperatura estremamente fredda e adatta al mantenimento di ghiaccio

Essendo un pianeta piccolo e vicino al Sole, non è sorprendente che l'atmosfera di Mercurio sia molto lontana da quella che circonda Venere, la Terra e Marte. Qualsiasi atmosfera sia stata presente su Mercurio al tempo della formazione è stata presto dissipata nello spazio. In realtà la sonda MESSENGER ha captato la presenza di un involucro gassoso molto debole e caldo, che sfugge sempre verso l'esterno tanto da rappresentare una esosfera più che una atmosfera. Le originarie molecole atmosferiche sono sfuggite quasi subito al pianeta a causa della sua bassa gravità superficiale, non in grado di trattenerle. Soltanto dalla seconda metà degli anni 80, A. Potter e J.Morgan dell'Università del Texas hanno scoperto questa leggera patina atmosferica. La densità atmosferica è di soli 105 atomi per centimetro cubico, il che è molto inferiore al vuoto che si riesce a creare nei laboratori terrestri.

La pressione atmosferica al suolo è nell'ordine di un millesimo di pascal (un trilionesimo della pressione atmosferica terrestre a livello del mare). Una particella atmosferica potrebbe percorrere tranquillamente 300.000 chilometri prima di urtarne un'altra. 

L'atmosfera di Mercurio è quasi indistinguibile. In termini di composizione, è formata da ossigeno (42%), sodio (29%), idrogeno (22%), elio (6%), calcio (0,5%) e potassio (0,5%), oltre a tracce di anidride carbonica, acqua, nitrogeno, argon, xenon e neon. Altri dati parlano di potassio (31,7%), sodio (24,9%), ossigeno atomico (9,5%), argon (7,0%) elio (5,9%), ossigeno molecolare (5,6%), azoto (5,2%), anidride carbonica (3,6%), acqua (3,4%), idrogeno (3,2%). In realtà, durante il secondo fly-by del 2008 da parte della sonda MESSENGER, la composizione è risultata diversa rispetto ai primi dati, il che è normale data la diversa posizione del pianeta rispetto al Sole. Proprio la vicinanza di Mercurio al Sole, e l'esposizione alla sua radiazione, può essere importante per la Terra tanto da rendere Mercurio una "spia" sul cruscotto del Sistema Solare , in grado di consentire una miglior previsione dell'arrivo di CME (Coronal Mass Ejection) sulla Terra: l'emissione di sodio intorno al pianeta, osservato da Terra, può essere indicatrice di space weather. Le osservazioni in questione sono state portate avanti tra il 2012 e il 2013 dal telescopio solare Themis a Tenerife e dalla sonda MESSENGER, all'epoca ancora in orbita di Mercurio. I dati mostrano due picchi polari, derivanti dalle precipitazioni delle particelle solari nelle zone di convergenza del campo magnetico del pianeta. Questo segnale diventa più diffuso in presenza di impatti con le CME e sembra non si tratti di pura coincidenza: le emissioni di sodio sembrano derivare dalle particelle solari che precipitano sul pianeta in modo differente in base alle condizioni di space weather.

Non si tratta però di uno stabile inviluppo di gas, visto che gli atomi vengono continuamente persi e rimpiazzati. Gli atomi di idrogeno ed elio derivano probabilmente dal vento solare, trattenuto temporaneamente dal campo magnetico del pianeta prima di essere affidato allo spazio. Altri costituenti atmosferici sono invece liberati dalla crosta planetaria dall'impatto di fotoni energetici e ioni provenienti dal Sole e da impatti micrometeorici. Elio, sodio e potassio sono forniti anche dal decadimento radioattivo di elementi interni alla crosta di Mercurio, mentre eventi di degassazione attraverso le fessure della crosta possono occasionalmente far fuoriuscire quantità di gas solforoso. Impatti cometari occasionali possono invece liberare quantità di vapore acqueo ed altre sostanze che ghiacciano nella parte non illuminata del pianeta e sublimano appena arrivano i raggi del Sole.
Ai poli, una spiccata riflettività rilevata già nel 1999 con il telescopio di Arecibo lascia pensare che ci siano formazioni ghiacciate proprio come accade per Terra e Marte. In effetti, la presenza di crateri nelle regioni polari potrebbe far sì che il ghiaccio resti presente nel fondo dei crateri stessi, mai raggiunto dai raggi solari e mantenuto ad una temperatura di circa -160°C, che consente la stabilità del ghiaccio su tempi geologicamente molto lunghi. Questo si è già dimostrato come vero. 

Mercurio sperimenta una particolarissima attività meteorica "mattutina", il che ha incuriosito da sempre gli scienziati che nel tempo hanno analizzato i dati di MESSENGER. Uno studio del Goddard Space Flight Center ha così simulato le variazioni negli impatti meteorici rivelando delle sequenze davvero inattese (Astrophysical Journal Letters, Giugno 2017). La "polvere" che origina le meteore sembra provenire da una specifica direzione in via prevalente e questo ha portato il team di studio a simulare le orbite dei corpi minori del Sistema Solare , soprattutto di alcune comete. La presenza di magnesio e calcio nella leggera esosfera di Mercurio aumenta all'alba, a indicare una maggior frequenza di impatti meteorici durante questa fase del giorno. L'asimmetria sembra legata alla durata del giorno di Marcurio, molto lunga rispetto alla durata dell'anno, e al fatto che molti meteoroidi viaggiano intorno al Sole in direzione inversa rispetto a quella del pianeta. La lentissima rotazione del pianeta e il senso di marcia degli oggetti crea un match tra l'alba del pianeta e il viaggio di questi corpi retrogradi, che comprendono molti frammenti di comete di lungo periodo disintegrate dal Sole. Si tratta di impatti "frontali", decisamente più violenti di quelli dovuti a frammenti progradi. Principali indiziati sono i frammenti di due famiglie di comete: quella di Giove e quella della Halley, in grado di arrivare a più di 224 mila miglia orarie. 

Il ghiaccio 

Polo Sud di Mercurio: in giallo i crateri con presenza di ghiaccio di acqua. Crediti NASA
Polo Sud di Mercurio: in giallo i crateri con presenza di ghiaccio di acqua. Crediti NASA

Inizialmente, data la posizione a ridosso del Sole, il ghiaccio sembrava vietato su Mercurio ma dagli anni Novanta del secolo scorso l'idea di ghiaccio nel fondale dei crateri perennemente in ombra ha assunto sempre più forza. All'epoca le osservazioni radar rintracciarono regioni altamente riflettenti in diversi crateri polari di Mercurio: il pianeta è poco inclinato quindi rispetto al Sole alcuni crateri riescono a rimanere sempre in ombra il che, senza una atmosfera propriamente detta, corrisponde a temperature freddissime, abbastanza da mantenere il ghiaccio in superficie.

Oggi, si ritiene che il ghiaccio su Mercurio sia in effetti molto più presente di quanto ipotizzato (Geophysical Research Letters, Settembre 2017, Brown University). La zona più indicata è quella del Polo Nord del piccolo pianeta, zona nella quale sono stati scoperti nel 2017 tre nuovi crateri in grado di ospitare ghiaccio perenne in quantità elevata ma anche numerosi crateri più piccoli in zone ombreggiate. La novità sta proprio in questi piccoli crateri che vanno ad aggiungersi all'idea dominante di ghiaccio presente nelle zone più ampie. 

Le osservazioni terrestri vennero poi avallate dalla sonda MESSENGER. Sono proprio i dati di MESSENGER, rielaborati per esaltare la riflettività della zona nordpolare, che hanno consentito di approfondire la conoscenza morfologica. I tre nuovi crateri maggiori occupano un'area di 3400 chilometri quadrati, più grandi del Rhode Island. Intorno a questi tre crateri, è stata osservata una zona meno riflettente ma anch'essa molto brillante, con questa caratteristica alimentata dalla presenza di crateri a scala più ridotta ma comunque in numero molto consistente. In questa zona sono soltanto quattro i crateri che si è riusciti a identificare singolarmente, tutti sopra i 5 chilometri di diametro. Gli altri, semplicemente, appaiono come singola macchia visto che occorrerebbe una risoluzione maggiore di quella di MESSENGER per risolverli totalmente. Una simile situazione si è già verificata per la Luna e come per la Luna sembra proprio che la quantità stimata di ghiaccio possa essere raddoppiata rispetto a quanto ipotizzato fino ai nuovi dati.

L'origine è ancora incerta: corpi minori impattanti oppure idrogeno impiantato dal vento solare e poi combinato con fonti di ossigeno sono le soluzioni più gettonate ma serviranno comunque maggiori informazioni in futuro. 

Ultimo aggiornamento del: 19/01/2020 14:37:23