Mercurio (planeta)

Mercurio é o planeta do Sistema Solar mais próximo do Sol e o mais pequeno (a excepção dos planetas anões). Faz parte dos denominados planetas interiores ou rocosos. Mercurio não tem satélites. Conhecia-se muito pouco sobre sua superfície até que foi enviada a sonda planetaria Mariner 10 e se fizeram observações com radares e radiotelescopios.

Antigamente pensava-se que Mercurio sempre apresentava a mesma cara ao Sol, situação similar ao caso da Lua com a Terra; isto é, que seu período de rotação era igual a seu período de translação, ambos de 88 dias. No entanto, em 1965 mandaram-se pulsos de radar para Mercurio, com o qual ficou definitivamente demonstrado que seu período de rotação era de 58,7 dias, o qual é 2/3 de seu período de translação. Isto não é coincidência, e é uma situação denominada ressonância orbital.

Ao ser um planeta cuja órbita é interior à da Terra, Mercurio periodicamente passa adiante do Sol, fenómeno que se denomina trânsito (ver trânsito de Mercurio). Observações de sua órbita através de muitos anos demonstraram que o perihelio gira 43" de arco mais por século do predito pela mecânica clássica de Newton . Esta discrepância levou a um astrónomo Francês, Urbain Lhe Verrier, a pensar que existia um planeta ainda mais cerca do Sol, ao qual chamaram Planeta Vulcano, que perturbava a órbita de Mercurio. Agora se sabe que Vulcano não existe; a explicação correcta do comportamento do perihelio de Mercurio encontra-se na Teoria Geral da Relatividad.

Estrutura interna

Estrutura interna de Mercurio:
(1) Corteza
(2) Manto
(3) Núcleo.

Mercurio é um dos quatro planetas sólidos ou rocosos; isto é, tem um corpo rocoso como a Terra. Este planeta é o mais pequeno dos quatro, com um diâmetro de 4879 km no ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por um 70% de elementos metálicos e um 30% de silicatos. A densidade deste planeta é a segunda maior de todo o sistema solar, sendo seu valor de 5.430 kg/m³, só um pouco mais pequena que a densidade da Terra. A densidade de Mercurio pode-se usar para deduzir os detalhes de sua estrutura interna. Enquanto a alta densidade da Terra explica-se consideravelmente pela compressão gravitacional, particularmente no núcleo, Mercurio é bem mais pequeno e suas regiões interiores não estão tão comprimidas. Por tanto, para explicar esta alta densidade, o núcleo deve ocupar grande parte do planeta e ademais ser rico em ferro,^[1] material com uma alta densidade.^[2] Os geólogos estimam que o núcleo de Mercurio ocupa um 42% de seu volume total (o núcleo da Terra mal ocupa um 17%). Este núcleo estaria parcialmente fundido,^[3]^[4] o que explicaria o campo magnético do planeta.

Rodeando o núcleo existe um manto de uns 600 km de espessura. A crença generalizada entre os experientes é que nos princípios de Mercurio, um corpo de vários quilómetros de diâmetro (um planetesimal) impactó contra ele desfazendo a maior parte do manto original, dando como resultado um manto relativamente delgado comparado com o grande núcleo.^[5] (Outras teorias alternativas discutem-se na secção Formação de Mercurio).

A corteza mercuriana mede em torno dos 100-200 km de espessura. Um facto distintivo da corteza de Mercurio são as visíveis e numerosas linhas escarpadas ou escarpes que se estendem vários milhares de quilómetros ao longo do planeta. Provavelmente formaram-se quando o núcleo e o manto se arrefeceram e contraíram ao mesmo tempo em que a corteza se estava solidificando.^[6]

Geologia e superfície

Artigo principal: Geologia de Mercurio

Imagem da superfície de Mercurio em falsa cor obtida pela Mariner 10. As cores põem em evidência regiões de composição diferente, particularmente as planicies lisas nascidas de cuencas de lava (acima à esquerda, em laranja).

A superfície de Mercurio, como a da Lua, apresenta numerosos impactos de meteoritos que oscilam entre uns metros até milhares de quilómetros. Alguns dos cráteres são relativamente recentes, de alguns milhões de anos de idade, e se caracterizam pela presença de um bico central. Parece ser que os cráteres mais antigos têm tido uma erosión muito forte, possivelmente devida às grandes mudanças de temperatura que em um dia normal oscilam entre 623 K (350 °C) pelo dia e 103 K (–170 °C) pela noite.

Ao igual que a Lua, Mercurio parece ter sofrido um período de intenso bombardeio de meteoritos de grandes dimensões, faz uns 4000 milhões de anos. Durante este período de formação de cráteres, Mercurio recebeu impactos em toda sua superfície, facilitado pela prática ausência de atmosfera, que pudesse desintegrar ou frear multidão destas rochas. Durante este tempo Mercurio foi vulcanicamente activo, formando-se cuencas ou depressões com lava do interior do planeta, produzindo planicies lisas similares aos mares ou marías da Lua; uma prova disso é a descoberta por parte da sonda MESSENGER de possíveis vulcões.^[7]

As planicies ou planícies de Mercurio têm duas diferentes idades; as jovens planícies estão menos craterizadas e provavelmente formaram-se quando os fluxos de lava enterraram o terreno anterior. Um rasgo característico da superfície deste planeta são as numerosas dobras de compressão que entrecruzan as planícies. Pensa-se que como o interior do planeta se arrefeceu, se contraiu e a superfície começou a se deformar. Estas dobras podem-se apreciar acima de cráteres e planicies, o que faz indicar que são bem mais recentes.^[8] A superfície mercuriana está significativamente flexada por causa da força de maré exercida pelo Sol. As forças de maré em Mercurio são um mais 17% fortes que as exercidas pela Lua na Terra.^[9]

Destacable na geologia de Mercurio é a Cuenca de Caloris, um cráter de impacto que constitui uma das maiores depressões meteóricas de todo o sistema solar; esta formação geológica tem um diâmetro aproximado de 1550 km (dantes do sobrevoo da sonda MESSENGER se achava que seu tamanho era de 1300 km). Contém ademais uma formação de origem desconhecido não dantes vista nem no próprio Mercurio nem na Lua, e que consiste em aproximadamente uma centena de grietas estreitas e de solo liso conhecida como A Aranha; no centro desta se encontra um cráter, se desconhecendo se dito cráter está relacionado com sua formação ou não. Interessantemente, também o albedo da Cuenca de Caloris é superior ao dos terrenos circundantes (ao revés do que ocorre na Lua). A razão disso está a ser pesquisada.^[10]

Justo no lado oposto desta imensa formação geológica encontram-se umas colinas ou cordilleras conhecidas como Terreno Estranho, ou Weird Terrain. Uma hipótese sobre a origem deste complexo geomorfológico é que as ondas de choque geradas pelo impacto que formou a Cuenca de Caloris atravessaram toda a esfera planetaria convergiendo nas antípodas de dita formação (180°), fracturando a superfície^[11] e formando esta cordillera.

Ao igual que outros astros de nosso sistema solar, como o mais semelhante em aspecto, a Lua, a superfície de Mercurio provavelmente tem incurrido nos efeitos de processos de desgaste espaciais, ou erosión espacial. O vento solar e impactos de micrometeoritos podem escurecer a superfície mudando as propriedades reflectantes desta e o albedo geral de todo o planeta.

Apesar das temperaturas extremamente altas que há geralmente em sua superfície, observações mais detalhadas sugerem a existência de gelo em Mercurio. O fundo de vários cráteres muito profundos e escuros próximos aos pólos que nunca têm ficado expostos directamente à luz solar têm uma temperatura muito inferior à média global. O gelo (de água) é extremamente reflectante ao radar, e recentes observações revelam imagens muito reflectantes no radar cerca dos pólos;^[12] o gelo não é a única causa possível de ditas regiões altamente reflectantes, mas sim a mais provável. Especula-se que o gelo tem só uns metros de profundidade destes cráteres, contendo ao redor de uma tonelada desta substância. A origem da água gelada em Mercurio não é conhecido a ciência verdadeira, mas se especula que ou bem se condensó de água do interior do planeta ou vinho de cometas que impactaron contra o solo.^[13]

Cartografía de Mercurio realizada pela Mariner 10 no período 1974-1975	Mosaico da metade de Cuenca de Caloris. Foi fotografado pela sonda Mariner 10	A formação geomorfológica conhecida como Terreno Estranho	Imagem radar do pólo norte de Mercurio
Uma fractura no terreno mercuriano, Discovery Scarp, de uns 350 km. de longo	Uma velha cuenca, de 190 km. de diâmetro (43°S, 55°Ou)	Uma foto da parte não revelada até a chegada da sonda MESSENGER

Magnetosfera

O estudo da interacção de Mercurio com o vento solar tem posto em evidência a existência de uma magnetosfera em torno do planeta. A origem deste campo magnético não é conhecido, ainda que alguns autores acham que pode ser devido a uma corrente eléctrica induzida nas capas exteriores da atmosfera do planeta pelo movimento das linhas do campo magnético interplanetario que giram pela rotação do Sol. Em 2007 observações muito precisas realizadas desde a Terra mediante radar, demonstraram um bamboleo do eixo de rotação compatível só com um núcleo do planeta parcialmente fundido.^[3]^[4] Um núcleo parcialmente fundido com materiais ferromagnéticos poderia causa-lha de seu campo magnético.

Órbita e rotação

Erro ao criar miniatura:

Órbita de Mercurio (em amarelo).

A órbita de Mercurio é a mais excêntrica dos planetas menores, com a distância do planeta ao Sol em uma faixa entre 46 milhões e 70 milhões de quilómetros. Demora 88 dias terrestres em dar uma translação completa. Apresenta ademais uma inclinação orbital (com respeito ao plano da eclíptica) de 7°.

Na imagem anexa ilustram-se os efeitos da excentricidade, mostrando a órbita de Mercurio sobre uma órbita circular que tem o mesmo semieje. A elevada velocidade do planeta quando está cerca do perihelio faz que cubra esta maior distância em um intervalo de só cinco dias. O tamanho das esferas, inversamente proporcional à distância ao Sol, é usado para ilustrar a distância variável heliocéntrica. Esta distância variável ao Sol, combinada com a rotação planetaria de Mercurio de 3:2 ao redor de seu eixo, resulta em complexas variações da temperatura de sua superfície, passando de 185°C durante as noites até os 430 °C durante o dia.

A oblicuidad da eclíptica é de sozinho 0,01° (graus sexagesimales), umas 300 vezes menos que a de Júpiter , que é o segundo planeta nesta estatística, com 3,1° (na Terra é de 23,5°). Desta forma um observador no ecuador de Mercurio durante o meio dia local nunca veria o Sol mais que 0.01° ao norte ou ao sul do cenit. Analogamente, nos pólos o sol nunca passa 0.01° acima do horizonte.

Amanhecer duplo

Em Mercurio existe o fenómeno dos amaneceres dobros, onde o Sol sai, se detém, se esconde novamente quase exactamente por onde saiu e depois volta a sair para continuar seu percurso pelo céu; isto só ocorre em alguns pontos da superfície: pelo mesmo procedimento, no resto do planeta observa-se que o Sol aparentemente se detenha no céu e realize um movimento de giro. Isto é porque aproximadamente quatro dias dantes do perihelio, a velocidade angular orbital de Mercurio iguala sua velocidade angular rotatória, o que faz que o movimento aparente do Sol cesse; justo no perihelio, a velocidade angular orbital de Mercurio excede a velocidade angular rotatória. Desta forma explica-se este movimento aparente retrógrado do Sol. Quatro dias após o perihelio, o Sol volta a tomar um movimento aparente normal passando por estes pontos.

Avanço do perihelio

O avanço do perihelio de Mercurio foi notado no século XIX pela lenta precesión da órbita do planeta ao redor do Sol, a qual não se explicava completamente pelas leis de Newton nem por perturbaciones por planetas conhecidos (trabalho muito notável do matemático francês Urbain Lhe Verrier). Supôs-se então que outro planeta em uma órbita mais interior ao Sol era o causante destas perturbaciones (se consideraram outras teorias como um leve achatamiento dos pólos solares). O sucesso da busca de Neptuno em consequência das perturbaciones orbitais de Urano fizeram pôr muita fé aos astrónomos para esta hipótese. Este planeta desconhecido denominar-se-lhe-ia planeta Vulcano. No entanto, a começos do século XX, a Teoria Geral da Relatividad de Albert Einstein explicava a precesión observada, descartando ao inexistente planeta. O efeito é muito pequeno: o efeito de dita relatividad no avanço do perihelio mercuriano excede em justo 42,98 arcosegundos por século, tanto que precisa 12 milhões de órbitas para exceder um turno completo. Similar, mas com efeitos muito menores, opera para outros planetas, sendo 8,52 arcosegundos por século para Vénus, 3,84 para a Terra, 1,35 pára Marte, e 10,05 para o asteróide Apolo (1566) Ícaro.^[14]^[15]

Em uma órbita, Mercurio rotaciona 1,5 vezes, após duas órbitas o mesmo hemisfério volta a ser alumiado.

Ressonância orbital

Durante muitos anos pensou-se que a mesma cara de Mercurio olhava sempre para o Sol, de forma sincrónica, similar a como o faz a Lua. Não foi até 1965 quando observações por rádio (ver Observação com Grandes Telescópios) descobriram uma ressonância orbital de 2:3, rotacionando três vezes a cada dois anos mercurianos; a excentricidade da órbita de Mercurio faz esta ressonância estável no perihelio, quando a maré solar é mais forte, o Sol está ainda no céu de Mercurio. A razão pela que os astrónomos pensavam que Mercurio girava de maneira sincrónica era que sempre que o planeta estava em melhor posição para sua observação, mostrava a mesma cara. Já que Mercurio gira em 3:2 de ressonância orbital, em um dia solar (a duração entre dois trânsitos meridianos do Sol) são uns 176 dias terrestres. Em um dia sideral é de 58,7 dias terrestres.

Simulações orbitais indicam que a excentricidade da órbita de Mercurio varia caóticamente desde 0 (circular) a 0,47 ao longo de milhões de anos. Isto dá uma ideia para explicar a ressonância orbital mercuriana de 2:3, quando o mais usual é 1:1, já que isto é mais razoável para um período com uma excentricidade tão alta.^[16]

Observação no céu e trânsito de Mercurio

A magnitude aparente de Mercurio varia entre -2,0 (brilhante como a estrela Sírio) e 5,5.^[17] A observação de Mercurio é complicada por sua proximidade ao Sol, perdido no resplendor da estrela mãe durante um período muito grande. Mercurio só se pode observar por um curto período durante o crepúsculo da manhã ou da noite. O Telescópio Espacial Hubble não pode observar Mercurio do tudo, já que por procedimentos de segurança se evita um enfoque tão próximo ao Sol.

Observação das fases mercurianas

Como a Lua, Mercurio exibe fases vistas desde a Terra, sendo nova em conjunción inferior e cheia em conjunción superior. O planeta deixa de ser invisível em ambas ocasiões pela virtude desta ascensão e localização lembro com o Sol na cada caso. A primeira e última fase ocorre em máxima elongación este e oeste, respectivamente, quando a separação de Mercurio da faixa do Sol é de 18,5° no periastro e 28,3 no apoastro. Em máxima elongación oeste, Mercurio eleva-se dantes que o Sol e na este depois que o Sol.

Mercurio atinge uma conjunción inferior a cada 116 dias em media, mas este intervalo pode mudar de 111 a 121 dias pela excentricidade da órbita do planeta. Este período de movimento retrógrado visto desde a Terra pode variar de 8 a 15 dias em qualquer lado da conjunción inferior. Esta longa variação de tempo é consequência também da elevada excentricidade orbital.

Mercurio é mais fácil de ver desde o hemisfério sul da Terra que desde o hemisfério norte; isto se deve a que a máxima elongación do oeste possível do Sol sempre ocorre quando é outono no hemisfério sul, enquanto a máxima elongación do este ocorre quando é inverno no hemisfério norte. Em ambos casos, o ângulo de Mercurio incide de maneira máxima com a eclíptica, permitindo se elevar várias horas dantes que o Sol e não se põe até várias horas após o ocaso nos países situados em latitudes temperadas do hemisfério sul, como Argentina e Nova Zelanda. Por contraste, nas latitudes temperadas do hemisfério norte, Mercurio nunca está acima do horizonte em mais ou menos a meia noite. Mercurio pode, como outros muitos planetas e estrelas brilhantes, ser visto durante um eclipse solar.

Trânsito de Mercurio (8 de novembro de 2006). Imagem captada pelo SOHO.

Ademais, Mercurio é mais brilhante visto desde a Terra quando se encontra entre a fase crescente ou a menguante e a cheia. Ainda que o planeta está mais longe nesse momento que quando está crescente, a área alumiada visível maior compensa essa maior distância. Justo ao invés que Vénus, que aparece mais brilhante quando está em quarto crescente, porque está bem mais cerca da Terra.

Trânsito de Mercurio

Artigo principal: Trânsito de Mercurio

O trânsito de Mercurio é o passo, observado desde a Terra, deste planeta por adiante do Sol. O alinhamento destes três astros (Sol, Mercurio e a Terra) produz este particular efeito, só comparável com o trânsito de Vénus. O facto de que Mercurio esteja em um plano diferente na eclíptica que nosso planeta (7° de diferença) faz que só uma vez a cada em vários anos ocorra este fenómeno. Para que o trânsito se produza, é necessário que a Terra esteja cerca dos nós da órbita. A Terra atravessa a cada ano a linha dos nós da órbita de Mercurio o 8-9 de maio e o 10-11 de novembro; se para essa data coincide uma conjunción inferior terá passo. Existe uma verdadeira periodicidad nestes fenómenos ainda que obedece a regras complexas. É claro que tem que ser múltiplo do período sinódico. Mercurio costuma transitar o disco solar uma média de umas 13 vezes ao século em intervalos de 3, 7, 10 e 13 anos.

Estudo de Mercurio

Astronomia antiga

As primeiras menções sobre Mercurio datam do milénio três dantes de Jesucristo pelos sumerios. Os babilonios (2000-500 A.C.) fizeram igualmente novas observações sobre o planeta, denominando-o como Nabu ou Nebu, o mensageiro dos deuses em seu mitología.^[18]

Os observadores da Antiga Grécia chamaram ao planeta de duas maneiras: Apolo quando era visível no céu da manhã e Hermes quando o era ao anochecer. No entanto, os astrónomos gregos deram-se conta que se referiam ao mesmo corpo celeste, sendo Pitágoras o primeiro em propor a ideia.^[19]

Estudo com grandes telescópios

Mercurio segundo Schiaparelli.

Cartografía de Mercurio realizada por Percival Lowell em Janeiro de 1896 .

As primeiras observações com telescópio de Mercurio datam de Galileo no século XVII. Ainda que ele observasse as fases planetarias quando olhava a Vénus, seu telescópio não era o suficientemente potente para distinguir as fases de Mercurio. Em 1631 Pierre Gassendi realizou as primeiras observações do trânsito de Mercurio cruzando o Sol quando viu o trânsito de Mercurio predito por Johannes Kepler. Em 1639 Giovanni Zupi usou um telescópio para descobrir que o planeta tinha uma fase orbital similar à de Vénus e a Lua. A observação demonstrou de maneira concluyente que Mercurio orbitava ao redor do Sol.

Um facto muito raro na astronomia é que um planeta passe adiante de outro (ocultação), visto desde a Terra. Mercurio e Vénus ocultam-se a cada em vários séculos, e o 28 de maio de 1737 ocorreu o único e histórico registado. O astrónomo que o observou foi John Bevis no Real Observatório de Greenwich.^[20] A próxima ocultação ocorrerá em 2133 .

Em 1800 Johann Schröter pôde fazer algumas observações da superfície, mas erroneamente estimou que o planeta tinha um período de rotação similar à terrestre, de umas 24 horas. Na década de 1880 Giovanni Schiaparelli realizou um mapa de Mercurio mais correcto, e sugeriu que sua rotação era de 88 dias, igual que seu período de translação (Rotação síncrona).^[21]

A teoria pela qual a rotação de Mercurio era sincrónica se fez extensamente estabelecida, e foi um giro de 180° quando os astrónomos mediante observações de rádio nos anos 1960 questionaram a teoria. Se a mesma cara de Mercurio estivesse dirigida sempre para o Sol, a parte em sombra estaria extremamente frite, mas as medidas de rádio revelaram que estava bem mais quente do esperado. Em 1965 constatou-se que definitivamente o período de rotação era de 59 dias. O astrónomo italiano Giuseppe Colombo notou que este valor era sobre duas terceiras partes do período orbital de Mercurio, e propôs uma forma diferente da força de maré que fez que os períodos orbitais e rotatórios do planeta ficassem em 3:2 mais bem que em 1:1 (ressonância orbital).^[22] Mais tarde a Mariner 10 confirmou-o.^[23]

As observações por grandes telescópios em terra não arrojaram muita luz sobre este mundo difícil de ver, e não foi até a chegada de sondas espaciais que visitaram Mercurio quando se descobriram e confirmaram grandes e importantes propriedades do planeta. Não obstante, recentes avanços tecnológicos têm levado a observações melhoradas: em 2000 , o telescópio de alta resolução do Observatório Monte Wilson de 1500 mm proporcionou as primeiras imagens que resolveram alguns rasgos superficiais sobre as regiões de Mercurio que não foram fotografadas durante as missões do Mariner.^[24] Imagens recentes apontam à descoberta de uma cuenca de impacto de duplo anel mais longo que a Cuenca de Caloris, no hemisfério não fotografado pela Mariner. É informalmente conhecido como Cuenca de Shinakas.

Estudo com sondas espaciais

Chegar até Mercurio desde a Terra supõe um significativo repto tecnológico, já que a órbita do planeta está bem mais perto que a terrestre ao Sol. Uma nave espacial com destino a Mercurio lançada desde nosso planeta deverá de percorrer uns 91 milhões de quilómetros pelos pontos de potencial gravitatorio do Sol. Começando desde a órbita terrestre a uns 30 km/s, a mudança de velocidade que a nave deve realizar para entrar em uma órbita de transferência, conhecida como órbita de transferência de Hohmann (na que se usam dois impulsos do motor foguete) para passar cerca de Mercurio é muito grande comparado com outras missões planetarias.

Ademais, para conseguir entrar em uma órbita estável o veículo espacial deve confiar plenamente em seus motores de propulsão, já que o aerofrenado está descartado pela falta de atmosfera significativa em Mercurio. Uma viagem a este planeta em realidade é mais caro no que a combustível se refere por este facto que para qualquer outro planeta do sistema solar.^{[cita requerida]}

Mariner 10

Mariner 10

Artigo principal: Mariner 10

A sonda Mariner 10 (1974-1975), ou Mariner X, foi a primeira nave em estudar em profundidade o planeta Mercurio. Era uma sonda interplanetaria, já que visitou também Vénus, utilizando a assistência de trajectória gravitacional utilizando a Vénus para acelerar até o planeta, estabelecendo uma órbita ao redor do Sol em direcção oposta à terrestre.

Seu passo por Mercurio produziu-se em três ocasiões; a primeira vez a uma distância de 703 km do planeta, a segunda vez a 48.069 km, e a terça a 327 km. Mariner tomou ao todo dez imagens de quase a metade do planeta. A missão finalizou o 24 de março de 1975 quando ficou sem combustível e não podia manter a órbita ao redor do Sol.

MESSENGER

MESSENGER

Artigo principal: MESSENGER

MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging (Superfície de Mercurio, Meio Espacial, Geoquímica e Extensão) é uma sonda lançada em agosto de 2004 que pôr-se-á em órbita ao redor de Mercurio em março de 2011 . Espera-se que esta nave aumente consideravelmente o conhecimento científico sobre este planeta. Para isso, a nave orbitará Mercurio realizando três sobrevuelos -acaecidos nos dias 14 de janeiro de 2008 , 6 de outubro de 2008 , e 29 de setembro de 2009 -. A missão está previsto que dure em um ano.

BepiColombo

Artigo principal: BepiColombo

É uma missão conjunta da Agência Espacial Européia (ESSA) e da Agência Japonesa de Exploração Espacial (JAXA), que consiste em dois módulos orbitantes ou orbitadores que realizarão uma completa exploração de Mercurio. O primeiro dos orbitadores será o encarregado de fotografar e analisar o planeta e o segundo pesquisará a magnetosfera. Seu lançamento está previsto em agosto de 2013 , a chegada ao planeta em setembro de 2019 , e o final da missão para um ano mais tarde.^[25]

Veja-se também

Referências

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↑ Lyttleton, R. A. (1969), On the Internal Structures of Mercury and Vénus, Astrophysics and Space Science, v.5, p.18
↑ ^a b «Antena da NASA curta a Mercurio até seu núcleo». www.cielosur.com (3/05/07).
↑ ^a b «NASA Antenna Cuts Mercury to Core». www.jpl.nasa.gov (3/05/07).
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↑ Schenk, P.; Melosh, H. J.; Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere, Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference (1994), 1994LPI....25.1203S
↑ «MESSENGER: MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging».
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↑ Vão Hoolst, T.; Jacobs, C.; Marés de Mercurio e estrutura interior (Mercury’s tides and interior structure), Journal of Geophysical Research, Vol. 108 (2003), p. 7.
↑ León, Pedro (31-01-2008), MESSENGER envia-nos muitas surpresas, em sondas espaciais.com. URL acedida o 27-01-2008.
↑ Schultz, P. H.; Gault, D. E.; Efeitos sísmicos das maiores formações de cuencas na Lua e Mercurio (Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury), The Moon, Vol. 12 (February 1975), pp. 159–177
↑ Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. Ou.; Imagenes radar de Mercurio — Provas de gelo polar (Mercury radar imaging — Evidence for polar ice), Science, Vol. 258 (1992), pp. 635–640.
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↑ Colombo, G., Período de Rotação do Planeta Mercurio (Rotational Period of the Planet Mercury), Nature, Vol. 208 (1965), p. 575
↑ «SP-423 Atlas de Mercurio». NASA. Consultado o 09-03-2007.
↑ Dantowitz, R. F.; Teare, S. W.; Kozubal, M. J.; Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury, Astronomical Journal, Vol. 119 (2000), pp. 2455–2457
↑ «BepiColombo, The Mision». ESSA, Science & Technology (9/09/07 15:27:09).

Bibliografía

Astronomia Fundamental, A. Feinstein, Editorial Kapelusz, (1982).
Worlds in the Sky, W. Sheehan, University of Arizona Press, (1992).

Enlaces externos

Wikimedia Commons alberga conteúdo multimédia sobre Mercurio (planeta).Commons
Sistema Solar
Mercurio em Nineplanets.org
Tour de informação sobre Mercurio
Sonda MESSENGER
Mercurio na página da Associação Larense de Astronomia, ALDA
Mercurio Actividade educativa: o Sistema Solar.

mwl:Marcúrio (planeta)pnb:عطارد

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Mercurio (planeta)

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