La corteza mercuriana mide en torno a los 100-200 km de
espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y
numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de
kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo
y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba
solidificando.
Imagen de la superficie de Mercurio en falso color obtenida
por la Mariner 10. Los colores ponen en evidencia regiones de composición
diferente, particularmente las planicies lisas nacidas de cuencas de lava
(arriba a la izquierda, en naranja).
La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta
numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de
kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos
millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico
central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy
fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día
normal oscilan entre 623 K (350 °C) por el día y 103 K (–170 °C) por la noche.
Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un
período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos
4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio
recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la práctica ausencia de
atmósfera, que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante
este tiempo Mercurio fue volcánicamente activo, formándose cuencas o
depresiones con lava del interior del planeta, produciendo planicies lisas
similares a los mares o marías de la Luna; una prueba de ello es el
descubrimiento por parte de la sonda MESSENGER de posibles volcanes.
Las planicies o llanuras de Mercurio tienen dos distintas
edades; las jóvenes llanuras están menos craterizadas y probablemente se
formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo
característico de la superficie de este planeta son los numerosos pliegues de
compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que como el interior del planeta
se enfrió, se contrajo y la superficie comenzó a deformarse. Estos pliegues se
pueden apreciar por encima de cráteres y planicies, lo que hace indicar que son
mucho más recientes. La superficie mercuriana está significativamente flexada a
causa de la fuerza de marea ejercida por el Sol. Las fuerzas de marea en
Mercurio son unos 17% más fuertes que las ejercidas por la Luna en la Tierra.
Destacable en la geología de Mercurio es la Cuenca de
Caloris, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones
meteóricas de todo el sistema solar; esta formación geológica tiene un diámetro
aproximado de 1550 km (antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER se creía que
su tamaño era de 1300 km). Contiene además una formación de origen desconocido
no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna, y que consiste en
aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida como
La Araña; en el centro de esta se encuentra un cráter, desconociéndose si dicho
cráter está relacionado con su formación o no. Interesantemente, también el
albedo de la Cuenca de Caloris es superior al de los terrenos circundantes (al
revés de lo que ocurre en la Luna). La razón de ello está siendo investigada.
Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica
se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño, o
Weird Terrain. Una hipótesis sobre el origen de este complejo geomorfológico es
que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca de Caloris
atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en las antípodas de dicha
formación (180°), fracturando la superficie y formando esta cordillera.
Al igual que otros astros de nuestro sistema solar, como el
más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha
incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o erosión
espacial. El viento solar e impacto de micrometeoritos pueden oscurecer la
superficie cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el albedo general
de todo el planeta.
A pesar de las temperaturas extremadamente altas que hay
generalmente en su superficie, observaciones más detalladas sugieren la existencia
de hielo en Mercurio. El fondo de varios cráteres muy profundos y oscuros
cercanos a los polos que nunca han quedado expuestos directamente a la luz
solar tienen una temperatura muy inferior a la media global. El hielo (de agua)
es extremadamente reflectante al radar, y recientes observaciones revelan
imágenes muy reflectantes en el radar cerca de los polos; el hielo no es la
única causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más
probable. Se especula que el hielo tiene sólo unos metros de profundidad de
estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El
origen del agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se
especula que o bien se condensó de agua del interior del planeta o vino de
cometas que impactaron contra el suelo.
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