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Astronomía: Mercurio

Magnetósfera

El estudio de la interacción de Mercurio con el viento solar ha puesto en evidencia la existencia de una magnetósfera en torno al planeta. El origen de este campo magnético no es conocido. En 2007 observaciones muy precisas realizadas desde la Tierra mediante radar, demostraron un bamboleo del eje de rotación compatible sólo con un núcleo del planeta parcialmente fufundido. Un núcleo parcialmente fundido con materiales ferromagnéticos podría ser la causa de su campo magnético.

Órbita y rotación

Órbita de Mercurio (en amarillo)
La órbita de Mercurio es la más excéntrica de las de los planetas menores, con la distancia del planeta al Sol en un rango entre 46 y 70 millones de kilómetros. Tarda 88 días terrestres en dar una traslación completa. Presenta además una inclinación orbital (con respecto al plano de la eclíptica) de 7°.

En la imagen anexa se ilustran los efectos de la excentricidad, mostrando la órbita de Mercurio sobre una órbita circular que tiene el mismo semieje. La elevada velocidad del planeta cuando está cerca del perihelio hace que cubra esta mayor distancia en un intervalo de sólo cinco días. El tamaño de las esferas, inversamente proporcional a la distancia al Sol, es usado para ilustrar la distancia variable heliocéntrica. Esta distancia variable al Sol, combinada con la rotación planetaria de Mercurio de 3:2 alrededor de su eje, resulta en complejas variaciones de la temperatura de su superficie, pasando de los –185°C durante las noches hasta los 430 °C durante el día.

La oblicuidad de la eclíptica es de solo 0,01° (grados sexagesimales), unas 300 veces menos que la de Júpiter, que es el segundo planeta en esta estadística, con 3,1° (en la Tierra es de 23,5°). De esta forma, un observador en el ecuador de Mercurio durante el mediodía local nunca vería el Sol más que 0.01° al norte o al sur del cenit. Análogamente, en los polos el Sol nunca pasa 0.01° por encima del horizonte.

Amanecer doble
En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto se debe a que aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala a su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparentemente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparentemente normal, pasando por estos puntos.

Avance del perihelio
El avance del perihelio de Mercurio fue notado en el siglo XIX por la lenta precesión de la órbita del planeta alrededor del Sol, la cual no se explicaba completamente por las leyes de Newton ni por perturbaciones por planetas conocidos (trabajo muy notable del matemático francés Urbain Le Verrier). Se supuso entonces que otro planeta en una órbita más interior al Sol era el causante de estas perturbaciones (se consideraron otras teorías como un leve achatamiento de los polos solares). El éxito de la búsqueda de Neptuno a consecuencia de las perturbaciones orbitales de Urano hicieron poner mucha fe a los astrónomos para esta hipótesis. Este planeta desconocido se le denominaría planeta Vulcano. Sin embargo, a comienzos del siglo XX, la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein explicaba la precesión observada, descartando al inexistente planeta (véase órbita planetaria relativista). El efecto en el avance del perihelio mercuriano es muy pequeño: apenas de 42,98 arcosegundos por siglo, por lo que necesita 12 millones de órbitas para exceder una vuelta completa. Similar, pero con efectos mucho menores, a lo que opera para otros planetas, siendo 8,52 arcosegundos por siglo para Venus, 3,84 para la Tierra, 1,35 para Marte, y 10,05 para el asteroide Apolo (1566) Ícaro.

En una órbita, Mercurio rota 1,5 veces, después de dos órbitas el mismo hemisferio vuelve a ser iluminado. Resonancia orbital Editar

Durante muchos años se pensó que la misma cara de Mercurio miraba siempre hacia el Sol, de forma sincrónica, similar a como lo hace la Luna respecto a la Tierra. No fue hasta 1965 cuando observaciones por radio (ver Observación con Grandes Telescopios) descubrieron una resonancia orbital de 2:3, rotando tres veces cada dos años mercurianos; la excentricidad de la órbita de Mercurio hace esta resonancia estable en el perihelio, cuando la marea solar es más fuerte, el Sol está todavía en el cielo de Mercurio. La razón por la que los astrónomos pensaban que Mercurio giraba de manera sincrónica era que siempre que el planeta estaba en mejor posición para su observación, mostraba la misma cara. Ya que Mercurio gira en un 3:2 de resonancia orbital, un día solar (la duración entre dos tránsitos meridianos del Sol) son unos 176 días terrestres. Un día sideral es de unos 58,6 días terrestres.