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Mercurio: Caloris Planitia
Jesús Salvador Giner
En Mercurio abundan los cráteres; de hecho, es el planeta del Sistema Solar con mayor números de ellos por unidad de superficie. Entre los innumerables hoyos dentro de sus límites, destaca la gran cuenca «Caloris Planitia», una enorme formación que abarca casi una tercera parte del planeta.
a exploración directa de Mercurio, llevada a cabo por la sonda Mariner 10 entre los años 1974 y 1975, permitió obtener un mapa general de alrededor del 40% de su superficie. Hubo muchas formaciones dignas a destacar, aunque en un primer momento a muchos científicos Mercurio sólo les sugirió una segunda Luna, como un hermano mayor de nuestro satélite situado en las proximidades del Sol. A grandes rasgos, Mercurio era un mundo por entero craterizado. De entre las características geológicas más destacables sobresalía una enorme cicatriz circular, visible tan sólo en una pequeña parte, que parecía una gran cuenca de impacto, situada en 30ºN y 170ºE. Denominada Caloris Planitia, la formación alcanzaba unas dimensiones de más de 1.300 kilómetros de diámetro (figura 1). ¿Cómo y cuándo se formó?
Mapa de Mercurio
Figura 1: mapa de Mercurio, obtenido sobre los datos de la sonda «Mariner 10»; se aprecian la multitud de impactos de todos los tamaños, algunos incluso superpuestos a otros más antiguos. Esto es un indicio de que en Mercurio no hay fenómenos capaces de rejuvenecer la superficie del planeta en periodos geológicos (millones o centenares de millones de años). La cuenca Caloris abarca la zona noroeste del mapa, aunque tan sólo se pudo observar en parte. (NASA)
Antes de explicar el origen de tan estupenda estructura, debemos entender por qué Mercurio presenta una superficie como la que observamos. Dos factores son fundamentales a este respecto: la ausencia de atmósfera en Mercurio y la presencia del Sol a tan corta distancia.

El primero de estos factores se relaciona con el poder transformante que una atmósfera tiene en relación con la superficie que engloba. Es decir, todos los mundos del Sistema Solar con una atmósfera de cierta entidad (se entiende, una atmósfera densa) han visto modificadas sus superficies a lo largo del tiempo de una u otra manera.

Una atmósfera no es más que un estrato gaseoso de composición química variable y densidad menor a medida que aumenta la altitud; que unos planetas la tengan y otros no obedece a la distinta gravedad que los cuerpos poseen: cuanto más masivo sea un mundo, mayor probabilidad tendrá de retener los gases que forman la atmósfera. Así, en general, los planetas y satélites pequeños no conservan rasgos atmosféricos, mientras que otros mayores sí lo hacen. Aunque haya otros motivos a tener en cuenta, no solamente el tamaño y la masa de los cuerpos1, lo cierto es que no se ha encontrado jamás un objeto poco masivo con atmósfera, ni uno con mucha masa sin ella2. Lo que se deduce de todo esto es que un cuerpo pequeño tiende a perder con rapidez su envoltura gaseosa, ya que es incapaz de retener las moléculas que la forman al carecer de la suficiente gravedad y, en cambio, planetas como el gigante Júpiter, son tan masivos que generan una gravedad enorme y dificultan el escape de las moléculas gaseosas, incluso las más livianas.

Mercurio, al tratarse de un mundo pequeño y estar cerca del Sol, no tuvo por tanto suerte y su superficie quedó desnuda a los ojos ajenos desde los primeros tiempos de vida del Sistema Solar3. El hecho de poseer atmósfera es, como hemos dicho, muy importante a la hora de poder llevarse a cabo una transformación superficial importante. Para ilustrar esto podemos contemplar lo distintas que son las superficies de nuestro planeta y la Luna. Dado que la Tierra es un mundo rocoso con una masa y un diámetro bastante considerables, ha podido retener una atmósfera de cierta importancia desde hace miles de millones de años. La atmósfera es un agente geológico maravilloso: en la Tierra, permite la presencia de agua en sus tres estados (sólido, líquido y gaseoso), los cuales realizan una importantísima función de remodelación. Huellas del pasado remoto en la Tierra han sido borradas, rellenas y modificadas gracias a la acción del agua4. En la Luna, en cambio, la ausencia de atmósfera ha sido la responsable de que veamos estructuras y formaciones antiquísimas, del orden de miles de millones de años: cuencas de impacto, fracturas, cadenas montañosas, y la mayoría de los cráteres se remontan a los primeros instantes de vida de la Luna; tras ese periodo de intensos cambios, ningún fenómeno superficial5 ha vuelto a modificar la faz de nuestra compañera cósmica. Por lo tanto, un suceso que quede hoy marcado en la superficie de un mundo sin atmósfera permanecerá inalterado durante muchísimo tiempo, a no ser que agentes externos, tales como impactos de meteoritos o el choque del viento solar con la superficie, lo transformen. Exactamente lo mismo sucede en el caso de Mercurio.

El segundo de los factores que comentábamos para entender por qué Mercurio presenta un rostro tan profusamente craterizado guardaba relación con el Sol. Lógicamente, y como todos sabemos, el Sol es el motor gravitatorio del Sistema Solar, puesto que con su enorme masa genera una gravedad tan intensa que obliga a todos los demás cuerpos a rotar en torno suyo. Recordemos que el Sol tiene una masa 330.000 veces la de la Tierra y mil veces mayor que la de Júpiter. Lo que esto nos dice es que objetos con órbitas no estables o características físicas muy concretas (como cometas, asteroides o meteoritos) se verán atraídos hacia al Sol con mucha facilidad, tendiendo a aproximársele demasiado; el resultado es que, con facilidad, acabarán siendo absorbidos en los ríos de plasma que forman el Sol. Sin embargo, muchos otros, en su viaje hacia ese fatal destino, serán interceptados por los planetas, que también generan un pozo gravitatorio relativamente intenso. Como es comprensible, cuanto más cerca esté el planeta del Sol más probabilidades de cortar el paso a los ‘proyectiles’.

En resumen, si Mercurio presenta una faz tan intensamente castigada por los impactos, tanto de cometas como de asteroides o pequeños meteoritos, es porque carece de atmósfera que filtre los más pequeños (como sucede en la Tierra) y que, con el tiempo, borre las huellas superficiales de los más grandes y, también, porque al estar tan cerca del Sol se encuentra en el punto de mira de multitud de estos cuerpos que tienen el final de su camino en nuestra estrella. Una vez entendemos el motivo de la existencia en Mercurio de tantos miles de cráteres y formaciones antiguas, podemos regresar al motivo central de este artículo, la cuenca de impacto Caloris Planitia (figura 2).
Mosaico de Mercurio
Figura 2: mosaico de imágenes realizado en base a las fotografías de la sonda «Mariner 10», mostrando la fisonomía de parte de la cuenca Caloris. Se observan los anillos concéntricos formados a partir del impacto, cuya zona central está más allá del terminador (la zona de separación entre el lado iluminado y oscuro) (NASA-JPL).
Dados nuestros conocimientos acerca del material cósmico presente en los alrededor del Sol, no constituyó ninguna sorpresa encontrar muchos cráteres en Mercurio, ni tampoco estructuras de cierto tamaño, como cuencas de impacto, fracturas, escarpes u otras formaciones similares. Las cuencas de impacto estaban casi todas ellas rellenadas por material que, seguramente, afloró tras las colisiones con los cuerpos impactores; la lava debió, pues, fluir por un tiempo relativamente largo en la superficie de Mercurio, hasta que el posterior bombardeo, a lo largo de millones de años, ha ido cubriendo de impactos menores el área abarcada por estas cuencas.

Como detectives planetarios, los geólogos han reconstruido la historia de Mercurio en general, y la de Caloris Planitia en particular. Esta historia conjunta se describe de la siguiente manera: el planeta nació, como los otros mundos mayores del Sistema Solar, hace aproximadamente 4.600 millones de años. Poco después de su constitución inicial, aún pululaban por el espacio interplanetario enormes planetésimos, algo así como los desperdicios no usados en la formación del Sol y los planetas, que vagaban sin rumbo a grandes velocidades y chocaban con violencia contra los objetos mayores. Estos impactos se reproducían en cualquier planeta del Sistema, desde Mercurio hasta Neptuno, y liberaban suficiente energía para hacer que capas de material más profundo, en estado fluido, ascendiera hasta la superficie y, a través de las grietas y las fallas consecuencia de los impactos, alcanzara la superficie de los planetas. Mercurio también sufrió estos impactos, y a tenor de las marcas mostradas en su rostro, parece ser que incluso cabe la posibilidad de que su superficie estuviese completamente derretida en algún momento, hace unos 4.000 millones de años. Es posible encontrar en Mercurio signos de fenómenos geológicos que son habituales tras la solidificación de una superficie6 (figura 3).
El escarpe Discovery
Figura 3: el escarpe «Discovery», de casi 500 kilómetros de longitud, fue creado cuando parte del interior de Mercurio se solidificó y encogió, de modo que la corteza externa se vio obligada a hacer lo mismo, con el resultado de una contracción de la superficie, deslizándose una sección de corteza sobre otra y produciendo así una falla inversa típica, tal como el escarpe Discovery. (NASA-JPL)
1 Uno de ellos es, precisamente, el otro de los factores que íbamos a citar: la cercanía del Sol. En efecto, si un mundo está próximo a su estrella madre, ésta calentará tanto las moléculas de su hipotética atmósfera que acabarán excitándose y moviéndose a grandes velocidades, con el resultado de que pueden escapar de la atracción gravitatoria que el planeta ejerce sobre ellas y, así, ser liberadas al espacio exterior. Puede, incluso, que un mundo de ciertas dimensiones (tal como un planeta gigante gaseoso) se vea privado de su atmósfera si su situación es demasiado cercana a la estrella a la que orbita.
2 Echemos un vistazo al Sistema Solar planetario, por ejemplo: los cuatro planetas interiores poseen atmósferas densas en sólo dos casos (los cuerpos más masivos, Venus y la Tierra), y los otros dos o bien no la conservan (Mercurio) o bien es muy tenue (Marte); y, por su parte, en el reino de los planetas gigantes todos sin excepción poseen una atmósfera densa (de hecho, es casi enteramente su componente constitutivo, pues únicamente presentan en su interior más profundo un núcleo sólido; el resto es pura atmósfera). Una excepción a esta ‘regla’ la constituye Titán, la mayor luna de Saturno, con unas dimensiones bastante reducidas (sólo un poco mayor que Mercurio) pero envuelta por una espesa atmósfera de nitrógeno y argón, tan densa que de hecho impide la observación directa de la superficie del satélite.
3 No obstante, durante una exploración telescópica con espectrómetro del planeta en 1985, se observó la presencia de dos líneas de emisión de sodio, así como de potasio, que sugieren la existencia de una muy tenue atmósfera (quizá temporal) de estos elementos. Además, los análisis de la Mariner 10 evidenciaron también la presencia de átomos de helio, hidrógeno y oxígeno, aunque en proporciones que prácticamente pueden considerarse vacío (4.500 átomos de helio y 8 de hidrógeno por centímetro cúbico).
4 Y, también, a la tectónica de placas.
5 Excepto los causados por el enfriamiento posterior de la corteza (tanto en la Luna como en Mercurio).
6 Por ejemplo, ciertas estructuras rectilíneas (figura 3) que posiblemente son el resultado de una rápida solidificación cuando el planeta rotaba más rápido que en la actualidad; en estas condiciones el planeta tendría un bulbo ecuatorial, el cual iría poco a poco conformándose hacia la esfericidad a medida que Mercurio perdía velocidad de rotación. Cabe la posibilidad de que estas estrías se formasen al ir la superficie acomodándose a este cambio de fisonomía global, y dado que no se superponen a la cuenca Caloris, esto nos indica que son anteriores a su formación, es decir, como mínimo tienen 4.000 millones de años.
 
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