Mercurio
Los astrónomos, hasta no hace mucho, pensaban que Mercurio era un planeta muy pequeño para poder retener la atmósfera primitiva.
Sin embargo, el envío de la sonda espacial Mariner 10 les suministró a los astrónomos una oportunidad excepcional para estudiar la existencia o no de una atmósfera en el planeta.
Aprovechando una ocultación solar (el tránsito del planeta entre la sonda y el Sol) y utilizando los instrumentos ultravioletas a bordo del Mariner 10, se confeccionó un perfil de la atmósfera de Mercurio a medida que la luz solar era oscurecida por la atmósfera planetaria.
De igual manera, se recolectaron otros datos atmosféricos por el monitoreo de ondas de radio emitidas por la sonda, una vez que la misma había sobrepasado el planeta.
Estos dos experimentos arrojaron que Mercurio posee una atmósfera muy tenue, con una presión superficial un billón de veces menor que la de la Tierra.
El envío de la sonda espacial MESSENGER y los sobrevuelos realizados al planeta y la permanencia en órbita por un poco más de 4 años, les permitieron a los científicos detectar una débil capa de gases en torno al planeta. Esta atmósfera ha sido denominada "exosfera" ya que las moléculas al ascender adquieren velocidades que les permiten abandonar la atracción gravitatoria del planeta. Los científicos han determinado que los gases presentes en esta exosfera provienen de tres procesos fundamentales: 1) Interacción con la radiación solar. 2) Pulverización catódica de iones. 3) Vaporización por impactos de micrometeoroides. Estos tres procesos coadyuvan en la renovación de la exosfera.
Con una presión atmosférica extremadamente baja, del orden de 2 x 10-15 bares (en la Tierra es igual a 1 bar), la "atmósfera" de Mercurio tiene una composición distribuida entre los siguientes elementos: Oxígeno atómico, Sodio, Magnesio, Hidrógeno atómico, Potasio, Calcio, Helio y trazas de Hierro, Aluminio, Argón, Dióxido de Carbono, Vapor de Agua, Xenón, Criptón y Neón.
Emisión de Calcio y Magnesio detectado por MESSENGER. Crédito: NASA.
La densidad numérica de los átomos en la superficie es de solo 105 átomos/cm3 para los constituyentes conocidos. Es, por lo tanto, una exosfera donde los átomos rara vez chocan; su interacción es principalmente con la superficie. El espectrómetro ultravioleta de Mariner 10 identificó hidrógeno, helio y oxígeno y estableció límites superiores para la abundancia de argón en la atmósfera.
El hidrógeno y el helio probablemente se derivan en gran medida del viento solar, aunque una parte del helio puede ser de origen radiogénico y algo de hidrógeno podría resultar de la fotodisociación de H2O. La interacción de las partículas de alta energía con los materiales de la superficie puede liberar suficiente oxígeno para ser su fuente principal, pero la descomposición de las moléculas de vapor de agua por la luz solar también podría ser una posible fuente.
En 1985-1986, las observaciones telescópicas terrestres detectaron sodio y potasio en la atmósfera. Tanto el sodio como el potasio tienen abundancias muy variables (104-105 átomos de Na/cm3 y 100-104 átomos de K/cm3) cerca de la superficie en escalas de tiempo de horas a años.
Sus abundancias también varían entre el día y la noche en un factor de aproximadamente 5, siendo el lado del día mayor. A menudo se ven puntos brillantes de emisión en las altas latitudes del norte o sobre la cuenca de Caloris. La temperatura del gas es de aproximadamente 500 K (226,85 °C), pero a veces existe una coma de Na más caliente y prolongada.
Colas de sodio (Na) detectadas por las sonda MESSENGER. Crédito: NASA.
Las variaciones observadas en la abundancia de estos elementos son consistentes con la escala de tiempo de fotoionización (de 120 min para sodio y 90 min para potasio). La fotoionización del gas dará como resultado que los iones exosféricos sean acelerados por el campo eléctrico en la magnetosfera planetaria. Los iones creados en un hemisferio se acelerarán hacia la superficie planetaria y se reciclarán, pero los iones en el hemisferio opuesto se expulsarán y se perderán. La tasa de pérdida total de átomos de sodio es de aproximadamente 1,3 1022 átomos por segundo, por lo que los átomos deben ser suministrados continuamente por la superficie. La fracción total de iones perdidos en el espacio desde el planeta es al menos del 30%. La atmósfera, por lo tanto, es transitoria y existe en un estado estable entre sus fuentes y sumideros.
Aunque tanto el sodio como el potasio probablemente se derivan de la superficie de Mercurio, el mecanismo por el cual se suministran no se conoce bien. El sodio y el potasio en la atmósfera de Mercurio podrían liberarse de los minerales que lo contienen en su superficie por su interacción con la radiación solar o por la vaporización por impacto de micrometeoroides. Tanto el sodio como el potasio muestran cambios diarios en su distribución global.
Si los minerales de la superficie son fuentes importantes para la exosfera, entonces una posible explicación es que su relación sodio/potasio varía según la ubicación en Mercurio. Una posible explicación para algunas de las variaciones de K y Na es la implantación de iones de Na y K en granos regolíticos durante la larga noche de Mercurio (88 días terrestres) y la posterior difusión a la exosfera cuando la superficie enriquecida es expuesta a la intensa luz solar. Al menos un área de emisión de potasio exosférico coincide con la cuenca de impacto Caloris, cuyo piso está muy fracturado. Esta mejora exosférica se ha atribuido a una mayor difusión y desgasificación en la superficie y el subsuelo a través de fracturas en el piso de la cuenca, aunque pueden ser posibles otras explicaciones.
Durante el segundo sobrevuelo al planeta, el 06 de octubre de 2008, la sonda MESSENGER descubrió que el campo magnético de Mercurio se encuentra totalmente resquebrajado, con la presencia de “tornados magnéticos”, verdaderos vértices de campos magnéticos, que conectan el campo magnético planetario al espacio interplanetario. Algunos de ellos tienen una extensión equivalente a un tercio del radio de Mercurio. Estos tornados se forman cuando los campos magnéticos portados por el viento solar se conectan con el campo magnético de Mercurio. Estos vértices magnéticos, conocidos como “eventos de transferencia de flujo” forman ventanas abiertas en el campo magnético, por donde el viento solar puede ingresar e impactar directamente la superficie de Mercurio, produciendo un mecanismo de regeneración atmosférica. Los investigadores han concluido que el viento solar alcanza la superficie de Mercurio a velocidades que oscilan entre los 400 a 600 Km/s.
Lo extraordinariamente tenue de la atmósfera de Mercurio hace que no exista ningún mecanismo de retención de calor en el planeta, haciendo que temperatura superficial varíe más que en cualquier otro. Estos cambios hacen que las temperaturas en el ecuador de Mercurio vayan desde 100 K (−173 °C) en la noche hasta 700 K (427 °C) en el día. En cambio, las regiones polares del planeta se encuentran permanentemente por debajo de 180 K (−93 °C).