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El corazón de Mercurio
Jesús Salvador Giner
Prosiguiendo nuestro recorrido por algunas de las más sorprendentes particularidades de Mercurio, en esta ocasión nos centraremos en conocer el interior del mundo más cercano al Sol, el corazón oculto de este mundo caliente y minúsculo. Es, sin embargo, un interior enigmático, desafiante, que se rebela ante nuestras teorías acerca de los campos magnéticos. ¿Cómo es posible?.
ara saber qué hay en el interior de un cuerpo planetario, como el caso de nuestra Tierra, se recurren a las ondas sísmicas. Las diferentes velocidades y los cambios en la dirección a la que viajan estas ondas por debajo de la superficie nos indican algunas importantes características físicas de la materia que atraviesan. Así, cuando tiene lugar un terremoto, se generan vibraciones sísmicas, de las que pueden distinguirse dos tipos principales: ondas P o primarias, que producen movimientos de compresión y distensión, y ondas S o secundarias, que a su vez producen movimientos transversales. Ambos tipos de ondas se reflejan y refractan de manera distinta en los mismos medios, de suerte que han permitido, por ejemplo, inferir que ya que las ondas S no se propagan en el núcleo externo de la Tierra, éste debe mantenerse en estado líquido, a pesar de las enormes presiones reinantes allá abajo.

Este método, en caso de poder utilizarse a discreción en los demás mundos del Sistema Solar, sería de una ayuda inestimable para determinar qué hay bajo las cortezas sólidas planetarias. Pero desgraciadamente ello no es posible en la casi totalidad de los casos porque no podemos instalar sismógrafos, los instrumentos empleados en la Tierra para medir la intensidad de las ondas sísmicas (y en la Luna también, gracias a los astronautas del programa Apolo), en cuerpos situados a cientos o miles de millones de kilómetros, por razones obvias. Quizá ello sea posible dentro de unas décadas, cuando sea más factible cubrir fácilmente las distancias interplanetarias, pero de momento este método no nos sirve y tenemos que buscar alternativas.

Una de ellas es determinar, por algún procedimiento, la densidad de un planeta o satélite; a partir de este dato podemos inferir su interior, al menos a grandes rasgos: si el cuerpo tiene una densidad muy baja, es porque los materiales que lo forman son ligeros y si por el contrario es muy alto nos indica que sus materiales son pesados. En el caso de la Tierra, su densidad es de 5,5 g/cm3, es decir, 5 veces y media la densidad del agua. Ello nos está indicando, por supuesto, que en el interior terrestre existen materiales bastante más densos que el agua. Si la densidad de la Tierra fuera de
1 g/cm3, significaría que la Tierra tendría un interior extremadamente liviano, formado por elementos ligeros, como el hidrógeno y el helio, junto con trazas de otros materiales más pesados. Pero, ¿cómo se descubre cuál es la densidad de un planeta?.

Necesitamos para ello dos datos imprescindibles: la masa y el volumen de dicho planeta. Cuando un planeta tiene un satélite orbitando a su alrededor el procedimiento de calcular su masa es bastante sencillo; únicamente se requieren unos pocos datos, como la velocidad angular del satélite, el radio de su órbita, y la constante de gravitación universal1. Pero cuando el planeta no tiene satélites, como es el caso de Mercurio, la cosa es más complicada. Como carece de lunas sobre las que poder observar sus características orbitales, los astrónomos se han visto obligados a emplear un método bastante oscuro, pero realmente efectivo, para hallar su masa: se trata de analizar cuidadosamente cualquier perturbación que sufra tanto la órbita de Mercurio como la de posibles cuerpos que se le acerquen. Obviamente, si se quiere tener éxito en una empresa semejante son necesarios muchos años de observaciones muy detalladas realizadas con instrumentos de precisión y mediante rigurosos cálculos de mecánica celeste. Tras todo ello, los astrónomos han podido determinar la masa de Mercurio con una más que razonable precisión: 3,23x1023 kg.

El volumen, por su parte, se obtiene al aplicar otra fórmula2, y cuando tenemos ya tanto la masa como el volumen del planeta dividimos el primero por el segundo dato y conseguimos la densidad del cuerpo. En el caso de Mercurio, su masa, 3,23x1023 kg, dividida por su volumen,
60.849.792.819 km3, nos da 5,44. Para los otros planetas, tenemos densidades muy diversas: Venus 5,25; Tierra 5,52 ; Marte 3,95; Júpiter 1,33; Saturno 0,69; Urano 1,29 y Neptuno 1,64. Todos estos datos nos informan acerca del interior de cada uno de los planetas. Aunque externamente puedan tener aspectos globales generales (por ejemplo los cuatro planetas rocosos e internos y los cuatro gigantes gaseosos externos), en su interior difieren sustancialmente unos de otros.
Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno
Figura 1: los ocho planetas del Sistema Solar; Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. La variedad de sus densidades nos indica la distinta composición interna. Así es como sabemos, por ejemplo, que Saturno es menos denso que el agua o que Mercurio, pese a su pequeñez, es tan denso como la Tierra. Los tamaños no están a escala. (NASA/JPL)
Si nos fijamos en el grupo de los planetas rocosos, es evidente que Venus y la Tierra guardan cierta semejanza común, lo que indica un interior de composición seguramente muy similar, formada por silicatos en sus capas superiores y por materiales más pesados, como el níquel y el hierro, en las más profundas. Marte, por su parte, cuya densidad es de sólo 3,95 g/cm3, nos habla de un interior más liviano, constituido por elementos más ligeros.

Pero, ¿y Mercurio?. Echando un vistazo a las densidades de los mundos rocosos y las lunas externas de nuestro entorno planetario, comprobaremos un hecho curioso: generalmente, un cuerpo pequeño tiene una densidad reducida, y uno grande una densidad elevada (figura 2).
Densidad de los planetas rocosos
Figura 2: densidad de los planetas rocosos, de la Luna y de algunos satélites de Júpiter. Hay una cierta tendencia que relaciona el tamaño con la densidad, de modo que los cuerpos pequeños son poco densos y los grandes tienen altas densidades; ello se observa en todos los casos simbolizados, excepto en el de Mercurio: un planeta pequeño con una densidad comparable a la de los cuerpos mayores. ¿Por qué?
Esto se cumple tanto en Venus, la Tierra y Marte como en los satélites Ío, Europa y nuestra propia luna: a medida que las dimensiones de un mundo aumentan, también lo hace su densidad. Así, Ío y la Luna, similares en tamaño, tienen densidades parecidas, ambas bastante bajas; en cambio, Marte, mayor que estos dos satélites, posee una densidad más grande y, finalmente, la Tierra y Venus, los mayores objetos de la comparativa, tienen con diferencia la más alta densidad. De hecho, podemos imaginar trazar una línea que recorra los diferentes puntos de la gráfica, desde Europa hasta la Tierra, y que comprende a todos los mundos que hemos considerado hasta ahora. Es decir, existe una evidente correlación entre tamaño y densidad.

Sin embargo, fijémonos en la presencia de un “punto rebelde” (el triángulo negro), que queda por completo fuera de esta correlación. Este punto representa a Mercurio; nos encontramos ante un planeta pequeño (de hecho, es el más pequeño del Sistema Solar3), pero con una densidad casi tan alta como la de la propia Tierra. ¿Por qué motivo?.

Un dato curioso es que Mercurio es el segundo planeta más denso del Sistema Solar, por detrás únicamente de nuestro planeta; pero la Tierra es más densa debido a la compresión gravitacional, pues en un estado sin compresión la densidad de la Tierra sería de 4,0 gr/cm3 y la de Mercurio
5,5 gr/cm3. ¿Por qué razón Mercurio es tan denso?. La única explicación razonable de esto es suponer la existencia de un núcleo de hierro muy extenso.

En el interior terrestre distinguimos clásicamente tres capas, a saber: corteza, manto y núcleo. Para explicar la gran densidad de nuestro planeta, mucho mayor que la de las rocas superficiales, sólo cabe postular la presencia de un núcleo interno de hierro y níquel, elementos estos muy densos, de forma que compense la escasa densidad superficial y tenga lógica el valor de 5,5 gr/cm3. Este núcleo, por otra parte, es ya un hecho absolutamente comprobado, gracias a innumerables mediciones geofísicas y a un gran número de evidencias o indicios que apoyan su existencia.

En el caso de Mercurio, nos encontramos ante un problema análogo. En la formación del planeta, los silicatos (generalmente los constituyentes más abundantes de la corteza y el interior superficial de un cuerpo rocoso) se separaron del hierro y del níquel poco después de la constitución del planeta, mientras Mercurio aún estaba en fase de fusión. Los elementos pesados, al ser más densos, se hundieron hasta el centro, permaneciendo los livianos en el manto y en la corteza. Si Mercurio estuviese formado sólo por silicatos, su densidad global sería muy baja, pero dado que es tan elevada, los científicos se han visto obligados a dotar al planeta de un núcleo ferroso de extraordinarias dimensiones, mayor incluso que el de nuestro propio mundo (recordemos que la Tierra es casi tres veces mayor que Mercurio). En la actualidad se cree que el núcleo de hierro domina tres cuartas partes del diámetro del planeta, es decir, Mercurio posee un núcleo de 1.800 kilómetros de espesor o más aún (figura 3), rodeado por una corteza de 500 a 600 kilómetros de grosor. En Mercurio no existe manto como tal, sino que hay una diferenciación neta entre el núcleo y la corteza, disminuyendo bruscamente la densidad entre una y otra capa.
Interior de Mercurio
Figura 3: esquema del interior de Mercurio, según los conocimientos actuales. El planeta posee un extenso núcleo ferroso, de cerca de 1.900 kilómetros de espesor, y una gruesa corteza de otros 500 kilómetros, que constituyen todo su corazón; no existe el manto, como en la Tierra. Esta es la única configuración interna que explica la elevada densidad media de Mercurio. (Mark Iley)
Así pues, Mercurio tiene un núcleo de hierro más grande incluso que toda nuestra Luna (!). ¿A qué puede deberse tan alta concentración de hierro?. Según la hipótesis de la nebulosa protoplanetaria, a partir de la cual nacerían el Sol y los planetas, los elementos más pesados, como el hierro y el níquel, permanecieron en las proximidades de la estrella recién formada, y los más livianos, como el hidrógeno y el helio, fueron expulsados hacia el exterior, donde con el tiempo se crearían los grandes planetas gaseosos. De modo que hasta cierto punto es lógico encontrar bastante hierro en Mercurio; sin embargo, ¿cómo consiguió un planeta tan pequeño atrapar una cantidad tan enorme de este material?. Se han propuesto algunas hipótesis para explicar este elevado porcentaje de hierro respecto al de silicatos. Una de ellas sugiere que durante la temprana formación del planeta, Mercurio sufrió un impacto con un cuerpo de menores dimensiones, que le despojó del manto menos denso, compuesto sobretodo por silicatos. De ser así, Mercurio sería mucho mayor en sus orígenes que en la actualidad, quizá tan grande como la misma Tierra. Pero esto no es más que una hipótesis, y ciertamente a día de hoy aún no estamos en condiciones de saber si ésa fue o no la historia de Mercurio y el por qué de la existencia de tanto hierro en su corazón.

Un hecho a tener también en cuenta es la casi total ausencia de hierro en la superficie del planeta; al contrario que la Tierra, la Luna o Marte, Mercurio no posee apenas hierro más allá de su interior, lo cual complica más las cosas, si cabe. ¿Cómo es posible un núcleo tan extenso de hierro y, en cambio, una superficie libre de él?. En la Tierra, por ejemplo, hay hierro porque surge fundido a través de grietas y volcanes superficiales, desde las profundidades del manto. Cabe suponer que en Mercurio su corteza también presenta hierro, pero aunque en la superficie se hayan observado evidencias de fisuras y fracturas, por las que es posible que hayan surgido alguna vez por ellas elementos fundidos, resulta harto extraño no hallar trazas de estos materiales pesados en la superficie. Quizá tengamos que esperar a la llegada de la sonda espacial Messenger hasta las proximidades de Mercurio, dentro de pocos meses, para que con los nuevos datos podamos salir de dudas definitivamente.

Esta historia de Mercurio y su denso núcleo de hierro nos lleva en otra dirección, igualmente sorprendente. Es comúnmente aceptada la idea de que la presencia de un campo magnético planetario necesita de dos requisitos imprescindibles: un núcleo líquido y una rápida rotación. La Tierra posee un campo magnético importante dado que tiene su núcleo fundido y gira rápidamente sobre sí misma. Cuando se llevaron a cabo cálculos para determinar, teóricamente, si Mercurio tenía un interior sólido o líquido, se constató que en el caso de estar solidificado completamente, el planeta debería haber sufrido una contracción global de 40 kilómetros, y no de 3 o 4 kilómetros, como se observa en la superficie. No obstante, Mercurio es un planeta pequeño, y es de suponer, como sucede en otros casos, que los mundos pequeños pierden pronto su calor interno residual y su núcleo se compacta y solidifica. Por lo tanto, he aquí la primera contradicción entre teoría y observación.

Por otra parte, se supone que el campo magnético sólo aparece en casos en los que el cuerpo en cuestión gira rápidamente, pero Mercurio gira sobre sí mismo una vez cada 58,6 días, es decir, lo hace con gran lentitud. Otra contradicción más.

Cuando se detectó el campo magnético de Mercurio, cuya intensidad es una centésima del terrestre (es decir, bastante notable para un cuerpo tan pequeño), los científicos no sabían cómo afrontar esta ‘indisciplina planetaria’. La teoría exige interior líquido y rotación veloz para la presencia de un campo magnético; Mercurio, con su interior sólido y su perezosa rotación, desafía los conocimientos que tenemos acerca del magnetismo. ¿Es Mercurio tan sólo una excepción que confirma la regla o, por el contrario, son nuestras reglas las que están equivocadas?. De nuevo parece que la única manera de encontrar una respuesta a esta pregunta será confiar en la sonda Messenger. Con ella, quizá por fin caiga el velo de este enigma planetario y podamos entender mejor a uno de los mundos más enigmáticos del Sistema Solar (figura 4) que, pese a su aparente insignificancia, aún guarda para todos nosotros muchos misterios que esperan ser descifrados.
Planeta Mercurio
Figura 4: Mercurio, visto por la sonda Mariner 10 en 1974. Pese a ser pequeño, poco vistoso superficialmente y muy caliente, es uno de los planetas más sorprendentes del Sistema Solar. (NASA/JPL)
1Para quienes sientan especial interés en estas cuestiones, detallo a continuación la fórmula empleada generalmente para determinar la masa de un planeta que posee, como mínimo, un satélite:
Donde M es la masa del planeta en cuestión, corresponde a la velocidad angular del satélite, R el radio medio de la órbita del satélite, y G la constante de gravitación universal. A modo de ejemplo, tomemos el caso de Saturno y su satélite Titán. Su órbita tiene un radio de 1.222.000 kilómetros (1,222x109 metros), y el periodo de revolución es de 15,945 días, que corresponden a 1.377.648 segundos; multiplicados por 2x3,1416 radianes, ya tenemos la velocidad angular. Sustituimos estos valores en la fórmula y los elevamos al cubo y al cuadrado, respectivamente, y luego lo dividimos todo entre G, que equivale a 6,6720x10-11, y obtendremos la masa de Saturno: 5,6x1026 kg, aproximadamente.
2, donde r es el radio de la esfera. Por ejemplo, si queremos saber el volumen de la Tierra, en la fórmula anterior debemos hacer:
r = 6.370 kilómetros.
Así obtenemos finalmente: V = 1.082.699.464.246 km3.
3Si no consideramos ya a Plutón como tal; al descubrirse en julio de 2005 un cuerpo de mayores dimensiones que Plutón en las afueras del Sistema Solar, la mayoría de los investigadores ha decidido rebajar este mundo a la categoría de planetoide. Sus características físicas y orbitales, además, también sugieren que Plutón no tiene mucho en común con los ocho verdaderos planetas.
Gandía (Valencia), España, 29 de Octubre de 2005.
 
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