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| Fue un poco más tarde, unos 3.600 millones de años atrás, cuando las grandes cuencas de impacto se vieron progresivamente cubiertas de impactos de cuerpos menores, ya que los grandes planetésimos habían sido casi todos ellos absorbidos y adheridos a los mundos mayores. Sin embargo, en medio de esta relativa tranquilidad, apareció un monstruo en forma de asteroide, de más de 100 kilómetros de diámetro, que viajaba a alta velocidad7 siguiendo una órbita elíptica alrededor del Sol; al encontrarse Mercurio en mitad de su camino, golpeó al planeta de forma brutal (figura 4), sacudiéndolo con violencia y penetrando en su interior, generando de esta forma una serie de ondas de choque muy intensas, similares a las producidas cuando arrojamos un guijarro a un estanque. Tales ondas de choque son las responsables de los anillos concéntricos que vemos en la superficie (figura 2), que constituyen valles y colinas de más de 2.000 metros de altitud y cuyas dimensiones alcanzan, en los anillos más externos, los 1.300 kilómetros de diámetro. | |||||||
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| Debido a la brutalidad del impacto, por el interior de Mercurio circularon una serie de ondas de compresión que, al llegar al lado opuesto del lugar de su generación, quebraron la superficie y formaron terrenos abruptos, repletos de fallas y grietas. Es allí, en las antípodas de Caloris, donde se puede observar una superficie caótica de cráteres, rugosidades y fracturas, todo ello envuelto por una marcada irregularidad, en la que es imposible destacar un patrón geológico concreto; más bien, parece como si toda esa región hubiese sido desmenuzada, fragmentada en miles de pequeños pedazos y esparcidos por la superficie. Esto nos da una idea del poder destructor de las ondas de compresión que el impacto del asteroide generó. Posteriores impactos de meteoritos o asteroides de cierto tamaño han ido superponiendo sus perfiles sobre la base rugosa, de modo que hoy en día es difícil apreciar en toda su magnitud lo que debió significar en esta zona el impacto responsable de Caloris Planitia. De hecho, hay ciertos cráteres de tamaño importante (figura 5) que han fundido a su vez las rocas subyacentes tras el impacto, anegando de lava su contorno y, así, borrando parcialmente el aspecto de la región. | |||||||
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| El choque del asteroide que creó la cuenca Caloris,
como es evidente, fundió las rocas en la región del
impacto a lo largo de centenares de kilómetros, lo que provocó
que esa enorme extensión fuera cubierta de lava, alisando posteriormente
la superficie y dándole un aspecto bastante suave y uniforme.
La existencia, sobre la superficie original de Caloris, de muchos
cráteres de todos los tamaños8, indica que
esta formación es muy antigua; hemos comentado que, según
los planetólogos, su edad ronda los 3.600 millones de años.
Esto es, por supuesto, una aproximación, dado que la única
forma de saber la edad de una superficie planetaria, sin muestras
de rocas de ella, es en base a la estimación de la cantidad
de cuerpos que impactan sobre la misma por unidad de tiempo, analizando
asimismo la distribución de tamaños de los cráteres
producidos por dichos impactos. Hemos comentado más arriba la semejanza de Mercurio con la Luna, en cuanto a que se trata de mundos sin atmósfera y de superficies y características físicas bastante similares. Existe, además, otro paralelismo bastante sorprendente, y se relaciona con la presencia, en ambos cuerpos, de grandes cuencas de impacto. En Mercurio tenemos el ejemplo idiosincrásico de la cuenca Caloris, pero en la Luna es posible observar una estructura similar: el Mare Orientale. Aunque es difícil de ver completamente desde la Tierra, gracias a las sondas espaciales hemos descubierto que en el borde occidental de la Luna se halla una cuenca de impacto que, según las mejores estimaciones, tiene algo más de 3.200 millones de años (por tanto, un poco más reciente que Caloris) y unas dimensiones de 965 kilómetros de diámetro (recordemos que Caloris abarca 1.300). Lo extraordinario no son estas semejanzas, sino el hecho de que el Mare Orientale también fue producto del impacto de un asteroide de unos 90 kilómetros de diámetro, cuyo impacto fue tan violento que hizo vibrar al satélite, generando las ya conocidas ondulaciones en la corteza lunar, que se ‘congelaron’ tras recorrer un trecho de la superficie y formaron tres arcos concéntricos. Por supuesto, impactos posteriores han creado cráteres sobre el semblante del Mare Orientale, agujereando la superficie de la cuenca. A consecuencia del impacto, que dejó la corteza fracturada, la lava manó hacia el exterior e inundó el espacio creado por el choque; así nació el Mare Orientale. Como podemos comprobar, es un fenómeno bastante frecuente en los primeros tiempos del Sistema Solar, tanto en Mercurio y la Luna como en el resto de los mundos planetarios. Aunque en la actualidad desconocemos una buena parte de Caloris Planitia (la sonda Mariner 10 tan sólo fotografió el 40% de Mercurio, según dijimos al principio del artículo), estoy convencido de que su estructura general es casi idéntica a la de Mare Orientale. Si nos mostraran ambas formaciones y no supiéramos a qué cuerpo corresponde, seguramente no habría manera de identificar cuál corresponde a Mercurio y cuál a la Luna (figura 6). |
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| Aún no conocemos por completo la cuenca Caloris;
de hecho, más de la mitad de su superficie continúa
ignorada, y aunque podamos tener una idea de su otra parte por analogía
con la que percibimos, no es imposible que, entre sus anillos concéntricos,
podamos hallar otras sorpresas cuando las sondas espaciales futuras
lleguen a sus proximidades; un ejemplo lo tenemos en unas imágenes
obtenidas por radar en las que parecía que, en el hemisferio
desconocido, podía existir un enorme volcán. Pese a
que posteriores investigaciones con el radiotelescopio de Arecibo
han dado al traste con esta suposición (parece más razonable
que se trataría de un gigantesco cráter de impacto),
en la actualidad mantenemos nuestra ignorancia respecto a ese oscuro
e inexplorado hemisferio de Mercurio. Saber qué nos ofrece la terra incognita de Mercurio es un anhelo difícil de satisfacer por el momento; las dos sondas espaciales destinadas al estudio de este planeta aún tienen un largo trecho por delante antes de llegar a Mercurio y empezar las observaciones: por ejemplo, la sonda MESSENGER, de la NASA, sólo alcanzará al planeta, si todo va bien, el 18 de marzo de 2011, y la apuesta europea, la nave Bepi-Colombo, no será lanzada desde la Tierra hasta agosto de 2013, situándose en las proximidades de su objetivo a finales de 2019. Por lo tanto, Mercurio no desvelará con facilidad todos sus secretos; existen aún muchos otros aspectos curiosos y sorprendentes de este tórrido y pequeño mundo que vale la pena analizar: por ejemplo, y por mencionar sólo unos pocos, cuál es su historia geológica, por qué presenta un campo magnético y cuál es la estructura de su núcleo (tema que tratamos en otro artículo, ver bibliografía), de qué están compuestos los materiales reflectantes al radar en sus polos (que sugieren la presencia de hielo, cuestión que analizaremos en un próximo artículo), etc. Hay muchas preguntas sobre Mercurio que aún esperan respuesta; no es en absoluto un planeta aburrido y soso, como sintieron algunos cuando la Mariner 10 lo exploró hace más de tres décadas, sino un mundo que ha tenido un pasado apasionante, que conserva en secreto media superficie por descubrir y que, a consecuencia de su cercanía al Sol, muestra una faz llena de cicatrices, cavidades y brechas debidas a la violencia del espacio interplanetario. Y una de estas cicatrices, la Llanura del Calor, abarca un espacio equivalente a la distancia que media entre Madrid y Paris. La génesis de esta llanura, ubicada entre las mayores del Sistema Solar conocido, hizo temblar a todo el planeta; Caloris Planitia transfiguró a Mercurio para siempre, y aún hoy nos muestra el rostro demacrado, abierto y agujereado, producto de incesantes proyectiles disparados desde recónditos rincones del Sistema Solar. |
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 Bibliografía |
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| 7 Esto se debe a que, al tratarse de una órbita
elíptica, en la zona próxima al Sol los cuerpos se mueven
más veloces que en las regiones externas de la órbita,
según se desprende de los descubrimientos referidos a los movimientos
planetarios debidos a Johannes Kepler (1571-1630). 8 Aunque fundamentalmente no superan las pocas decenas de kilómetros, como es el caso de los cráteres March y Nervo, con diámetros de 55 y 50 kilómetros, respectivamente. |
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| Jesús
Salvador Giner www.astrosafor.net Gandía (Valencia), España, 28 de Setiembre de 2006. |
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