Pianeta Mercurio

Argomenti della pagina

Dati orbitali e fisici
La struttura del pianeta
Campo magnetico e nucleo del pianeta
Il passato vulcanico
L'atmosfera di Mercurio
La superficie di Mercurio

Termini da conoscere

Afelio, Ascensione Retta, Asteroide, Atmosfera, Atomo, Campo magnetico, Cometa, Costellazione, Declinazione, Eclittica, Elettrone, Equatore, Fotone, Gravità, Ione, Kelvin, Magnitudine, Massa, Meteorite, Nucleo, Perielio, Pianeta, Orbita, Rivoluzione, Rotazione, Satellite, Stella, Unità Astronomica, Vento solare

Il pianeta Mercurio: Dati orbitali e dati fisici

Osservazione di Mercurio

Dati Fisici

Diametro

Equatoriale: 4879,4 km
Polare: 4879,4 km

Schiacciamento

Masse terrestri

0,055

Densità media

5,43 g/cm³

Gravità

3,70 m/s²

Velocità di fuga

4,30 km/s

Rotazione siderale

58,6462 giorni

Obliquità su eclittica

0,01°

Albedo

0,106

Magnitudine minima

-2,3

Temperatura superf.

da -170°C a 350°C

Dati Orbitali

Distanza media dal Sole

57.909.176 km
(0,3871 UA
3,22 minuti-luce)

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
(58,98 perielio
38,86 afelio)

Rivoluzione sinodica

115,88 giorni

Apogeo

82.133.000 km

Perigeo

217.149.000 km

Massimo diametro

12,3''

Minimo diametro

4,6''

Mercurio è pianeta rocciolo, il più piccolo del Sistema Solare

, con un diametro minore della metà rispetto a quello terrestre ed inferiore persino a quello di due satelliti del Sistema Solare come Ganimede di Giove e Titano di Saturno.

Dati orbitali
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. Ciò significa che ogni 87,99 giorni vediamo Mercurio tra le stesse stelle.
La distanza media deriva da una distanza di 46.001.272 chilometri al perielio, quando il pianeta ha una velocità di 58,98 km/s, ad una 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°.

L'avanzamento del perielio
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.

Dati fisici

Il pianeta Mercurio

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 flyby 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.

Mercurio in proporzione con Terra e Luna

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 con il 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).

Inclinazione e periodo di rotazione
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 AR 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.
Mercurio 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 K 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.
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.

La sonda Messenger
La sonda Messenger (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging) è stata lanciata il 3 agosto del 2004 e ad oggi, Maggio 2010, ha effettuato flyby del pianeta il 14 gennaio 2008, l'8 ottobre 2008, il 29 settembre 2009. Dal giorno 18 marzo 2011, la sonda Messenger sarà il primo satellite artificiale in orbita intorno al pianeta Mercurio.
Sebbene questi voli radenti abbiano lo scopo di impostare l'orbita in vista del 2011, hanno rappresentato una grande occasione per mappare la superficie mercuriana più di quanto avesse potuto fare la sonda precedente, la Mariner 10, nel 1974.

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La struttura del pianeta

Dopo la formazione del Sistema Solare

, il pianeta Mercurio era una massa singola omogenea ma il seguente riscaldamento ha portato il materiale a disporsi e separarsi in base alla densità, in un processo noto come differenziazione.

Le dimensioni relative del nucleo di Mercurio rispetto a quello terrestre

Le fonti di riscaldamento erano svariate: pressione interna, decadimento radioattivo di elementi e riscaldamento prodotto da impatti asteroidali. La differenziazione ha 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 formare 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 solida.
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! I silicati invece sono più presenti nel mantello e nella crosta. In pratica, a fronte di un diametro di soli 4.879 chilometri circa, 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. L'immagine mostra la struttura di Mercurio in confronto a quella terrestre: 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.

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Il campo magnetico ed il nucleo di Mercurio

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, come 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. Questo implica che dovrebbe essere generato da una dinamo interna in grado di trasformare energia meccanica in energia magnetica, ma ci sono ancora pochi dati a disposizione per capirne il modo. 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, che ha proposto 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 stanno impegnando Jie Li e Bin Chen dell'università dell'Illinois, simulando 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 utilizzano 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.

Rappresentazione del campo magnetico di Mercurio

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 che non deriva da componenti fossili.
Ovviamente i dettagli del campo magnetico saranno molto più evidenti quando la sonda Messenger entrerà in orbita su Mercurio, visto che allora potrà 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.

La formazione del nucleo di Mercurio
Sebbene ancora caldo, il nucleo di Mercurio si è molto raffreddato rispetto alle condizioni iniziali e di questo sono testimonianze visive le scarpate scoperte dal 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: 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.
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

La superficie dei pianeti viene costantemente bombardata da raggi cosmici galattici ad alta energia. Questi raggi colpiscono gli atomi della crosta superficiale e possono disintegrare il nucleo liberando neutroni ad alta energia che, attraversando il resto del materiale, si trasformano in neutroni "termici". Questi neutroni sono assorbiti molto bene da atomi di ferro e titanio.

Un cratere di Mercurio circondato da materiale scuro

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 sublimazione 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 arrivare dalle analisi spettrografiche della zona, che avverranno a partire dal 2012 quando la sonda sarà 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.

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Il passato vulcanico di Mercurio

Il 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.

Spider su Mercurio

Sul bordo meridionale del bacino Caloris è visibile una decina di 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.

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L'atmosfera di Mercurio

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 diossido di carbonio, 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 flyby 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.
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.
Per maggiori dettagli si attende che Messenger entri in orbita polare.

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La superficie di Mercurio

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

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.
Tolstojana: Tolstoy è un bacino multiring da impatto che misura 510 chilometri di diametro. 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.
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.
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.
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.

SUPERFICIE (dettagli superficiali)

Piantina superficiale del pianeta Mercurio

La superficie di Mercurio è stata svelata totalmente soltanto nel 2008-2009, quando la sonda della NASA 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: e' la superficie del pianeta Mercurio che emerge dalla mappa ottenuta grazie ai dati dalla Messenger. 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.
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 molto anziani, largamente erosi e sepolti da caratteristiche più giovani come crateri più recenti e relative 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. Queste 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 di Mercurio. 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).
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° parallelo 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 verranno approfondite le conoscenze. 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 flyby 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 Mercurio 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.

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