La geología de Mercurio es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Mercurio . Enfatiza la composición, estructura, historia y procesos físicos que dan forma al planeta. Es análogo al campo de la geología terrestre . En ciencia planetaria , el término geología se usa en su sentido más amplio para referirse al estudio de las partes sólidas de planetas y lunas. El término incorpora aspectos de geofísica , geoquímica , mineralogía , geodesia y cartografía . [1]
Históricamente, Mercurio ha sido el menos comprendido de todos los planetas terrestres del Sistema Solar . Esto se debe en gran parte a su proximidad al Sol, lo que hace que alcanzarlo con naves espaciales sea técnicamente desafiante y que las observaciones desde la Tierra sean difíciles. Durante décadas, la principal fuente de información geológica sobre Mercurio provino de las 2.700 imágenes tomadas por la nave espacial Mariner 10 durante tres sobrevuelos del planeta entre 1974 y 1975. Estas imágenes cubrieron aproximadamente el 45% de la superficie del planeta, pero muchas de ellas no eran adecuadas. para una investigación geológica detallada debido a los altos ángulos del sol que dificultan la determinación de la morfología y topografía de la superficie . [2] Esta escasez de información se alivió en gran medida con la nave espacial MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging ( MESSENGER ) que entre 2008 y 2015 recopiló más de 291,000 imágenes [3] que cubren todo el planeta, junto con una gran cantidad de otras datos. Se espera que la nave espacial BepiColumbo de la Agencia Espacial Europea (ESA) , programada para entrar en órbita alrededor de Mercurio en 2025, ayude a responder muchas de las preguntas restantes sobre la geología de Mercurio.
La superficie de Mercurio está dominada por cráteres de impacto , roca basáltica y llanuras lisas, muchos de ellos como resultado del vulcanismo de inundación , similar en algunos aspectos al maria lunar , [4] [5] y localmente por depósitos piroclásticos. [6] Otras características notables incluyen respiraderos que parecen ser la fuente de valles tallados con magma, depresiones de forma irregular a menudo agrupadas denominadas "huecos" que se cree que son el resultado de cámaras de magma colapsadas, [7] escarpes indicativos de empuje fallas y depósitos minerales (posiblemente hielo) dentro de los cráteres en los polos. Durante mucho tiempo se pensó que era geológicamente inactivo, pero nueva evidencia sugiere que todavía puede haber algún nivel de actividad. [8] [9]
La densidad de Mercurio implica un núcleo sólido rico en hierro que representa aproximadamente el 60% de su volumen (75% de su radio). [10] El ecuador magnético de Mercurio se desplaza casi el 20% del radio del planeta hacia el norte, la proporción más grande de todos los planetas. [11] Este cambio sugiere que hay una o más capas fundidas ricas en hierro que rodean el núcleo produciendo un efecto dínamo similar al de la Tierra. Además, el dipolo magnético desplazado puede provocar una erosión superficial desigual por el viento solar , empujando más partículas de la superficie hacia la exosfera sur y transportándolas para su depósito en el norte. Los científicos están recopilando datos de telemetría para determinar si ese es el caso. [11]
Después de haber completado el primer día solar de su misión en septiembre de 2011, más del 99% de la superficie de Mercurio había sido asignada por la NASA 's MESSENGER sonda en color y en blanco y negro con tal detalle que los científicos' comprensión de la geología de Mercurio ha superado significativamente el nivel logrado tras los sobrevuelos del Mariner 10 de la década de 1970. [7]
Dificultades en la exploración
Llegar a Mercurio desde la Tierra plantea importantes desafíos técnicos, porque el planeta orbita mucho más cerca del Sol que la Tierra. Una nave espacial con destino a Mercurio lanzada desde la Tierra debe viajar 91 millones de kilómetros hacia el pozo potencial gravitacional del Sol . A partir de la velocidad orbital de la Tierra de 30 km / s, el cambio de velocidad ( delta-v ) que debe realizar la nave espacial para entrar en una órbita de transferencia Hohmann que pasa cerca de Mercurio es grande en comparación con otras misiones planetarias. La energía potencial liberada al descender por el pozo potencial del Sol se convierte en energía cinética ; requiriendo otro gran delta- v para hacer algo más que pasar rápidamente por Mercurio. Para aterrizar de manera segura o entrar en una órbita estable, la nave espacial debe depender completamente de los motores de los cohetes porque Mercurio tiene una atmósfera insignificante. Un viaje directo a Mercurio en realidad requiere más combustible para cohetes que el requerido para escapar del Sistema Solar por completo. Como resultado, solo dos sondas espaciales, Mariner 10 y MESSENGER , ambas de la NASA , han visitado Mercurio hasta ahora.
Además, el entorno espacial cerca de Mercurio es exigente, lo que plantea el doble peligro para las naves espaciales de la intensa radiación solar y las altas temperaturas.
Históricamente, un segundo obstáculo ha sido que el período de rotación de Mercurio es de 58 días terrestres lentos , por lo que los sobrevuelos de las naves espaciales se limitan a ver un solo hemisferio iluminado. De hecho, desafortunadamente, aunque la sonda espacial Mariner 10 sobrevoló Mercurio tres veces durante 1974 y 1975, observó la misma área durante cada pasada. Esto se debió a que el período orbital del Mariner 10 fue casi exactamente de 3 días siderales de Mercurio, y la misma cara del planeta se iluminó en cada uno de los acercamientos cercanos. Como resultado, se cartografió menos del 45% de la superficie del planeta.
Las observaciones desde la Tierra se ven dificultadas por la constante proximidad de Mercurio al Sol. Esto tiene varias consecuencias:
- Siempre que el cielo está lo suficientemente oscuro para verlo a través de telescopios, Mercurio siempre ya está cerca del horizonte, donde las condiciones de observación son malas de todos modos debido a factores atmosféricos.
- El telescopio espacial Hubble y otros observatorios espaciales generalmente no pueden apuntar cerca del Sol por razones de seguridad (apuntar erróneamente instrumentos tan sensibles al Sol puede causar daños permanentes).
Historia geológica de Mercurio
Como la Tierra, la Luna y Marte , la historia geológica de Mercurio se divide en eras . De mayor a menor, estos son: la pre-Tolstojan , Tolstojan , Calorian , Mansurian y Kuiperian . Estas edades se basan únicamente en citas relativas . [12]
Después de la formación de Mercurio junto con el resto del Sistema Solar hace 4.600 millones de años, se produjo un intenso bombardeo de asteroides y cometas. La última fase de bombardeo intenso, el Bombardeo Pesado Tardío llegó a su fin hace unos 3.800 millones de años. Algunas regiones o macizos , entre los que destaca el que formó la Cuenca Caloris , se llenaron de erupciones de magma desde el interior del planeta. Estos crearon llanuras intercráteres lisas similares a las marías que se encuentran en la Luna . Más tarde, cuando el planeta se enfrió y se contrajo, su superficie comenzó a agrietarse y formar crestas; estas grietas y crestas superficiales se pueden ver en la parte superior de otras características, como los cráteres y llanuras más suaves, una clara indicación de que son más recientes. El período de vulcanismo de Mercurio terminó cuando el manto del planeta se contrajo lo suficiente como para evitar que más lava se abriera paso hacia la superficie. Esto probablemente ocurrió en algún momento durante sus primeros 700 u 800 millones de años de historia.
Desde entonces, los principales procesos superficiales han sido impactos intermitentes.
Cronología
Unidad de tiempo: millones de años
Características de la superficie
La superficie de Mercurio es en general similar en apariencia a la de la Luna, con amplia yegua -como llanuras y gran cantidad de cráteres terrenos similares a las tierras altas lunares y de fabricación local por la acumulación de depósitos piroclásticos. [6]
Topografía |
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más bajo (púrpura) a 10 km (6,2 millas) más alto (rojo). |
Cuencas de impacto y cráteres
Los cráteres en Mercurio varían en diámetro desde pequeños cráteres en forma de cuenco hasta cuencas de impacto de múltiples anillos de cientos de kilómetros de diámetro. Aparecen en todos los estados de degradación, desde cráteres de rayos relativamente recientes hasta restos de cráteres muy degradados. Los cráteres de Mercurio difieren sutilmente de los cráteres lunares: la extensión de sus mantas de eyección es mucho menor, lo que es una consecuencia de la gravedad superficial 2.5 veces más fuerte en Mercurio. [12]
El cráter más grande conocido es la enorme Cuenca Caloris , con un diámetro de 1550 km. [13] Una cuenca de tamaño comparable, tentativamente llamada Cuenca Skinakas se había postulado a partir de observaciones terrestres de baja resolución del hemisferio sin imágenes de Mariner, pero no se ha observado en las imágenes de MESSENGER del terreno correspondiente. El impacto que creó la Cuenca Caloris fue tan poderoso que sus efectos se ven a escala global. Provocó erupciones de lava y dejó un anillo concéntrico de más de 2 km de altura alrededor del cráter de impacto . En la antípoda de la Cuenca Caloris se encuentra una gran región de terreno inusual, montañoso y surcado, a veces llamado "Terreno extraño". La hipótesis favorecida para el origen de esta unidad geomorfológica es que las ondas de choque generadas durante el impacto viajaron alrededor del planeta, y cuando convergieron en la antípoda de la cuenca (180 grados de distancia) las altas tensiones fueron capaces de fracturar la superficie. [14] Una idea mucho menos favorecida fue que este terreno se formó como resultado de la convergencia de eyecciones en la antípoda de esta cuenca. Además, la formación de la cuenca Caloris parece haber producido una depresión poco profunda concéntrica alrededor de la cuenca, que luego fue rellenada por las llanuras suaves (ver más abajo).
En total, se han identificado alrededor de 15 cuencas de impacto en la parte de Mercurio fotografiada. Otras cuencas notables incluyen la cuenca de Tolstoj de 400 km de ancho y múltiples anillos, que tiene una capa de eyección que se extiende hasta 500 km desde su borde, y su piso ha sido llenado con materiales lisos y llanos. La cuenca de Beethoven también tiene una manta de eyección de tamaño similar y un borde de 625 km de diámetro. [12]
Como en la Luna , los cráteres frescos de Mercurio muestran prominentes sistemas de rayos brillantes . Estos están hechos por escombros expulsados, que tienden a ser más brillantes mientras permanecen relativamente frescos debido a una menor cantidad de meteorización espacial que el terreno más antiguo circundante.
Cráteres en el suelo del pozo
Algunos cráteres de impacto en Mercurio tienen depresiones o hoyos no circulares de forma irregular en el suelo. Dichos cráteres se han denominado cráteres de suelo de pozo, y los miembros del equipo de MESSENGER han sugerido que tales pozos se formaron por el colapso de las cámaras de magma subterráneas . Si esta sugerencia es correcta, los pozos son evidencia de procesos volcánicos que operan en Mercurio. [9] Los cráteres del pozo no tienen bordes, a menudo tienen forma irregular y tienen lados empinados, y no muestran eyecciones o flujos de lava asociados, pero son típicamente de color distintivo. Por ejemplo, los hoyos de Praxiteles tienen un tono anaranjado. [15] Se cree que es evidencia de actividad magmática poco profunda, pero los cráteres del pozo pueden haberse formado cuando el magma del subsuelo se drenó en otra parte y dejó un área del techo sin apoyo, lo que provocó el colapso y la formación del pozo. Los principales cráteres que exhiben estas características incluyen Beckett , Gibran y Lermontov , entre otros. [16] Se sugirió que estos pozos con depósitos asociados más brillantes y más rojos pueden ser depósitos piroclásticos causados por vulcanismo explosivo. [6]
llanuras
Hay dos unidades de llanuras geológicamente distintas en Mercurio: [12] [17]
- Las llanuras entre cráteres son la superficie visible más antigua, [12] anterior al terreno lleno de cráteres. Son suavemente onduladas o montañosas y se encuentran en las regiones entre cráteres más grandes. Las llanuras entre cráteres parecen haber borrado muchos cráteres anteriores y muestran una escasez general de cráteres más pequeños por debajo de unos 30 km de diámetro. [17] No está claro si son de origen volcánico o de impacto. [17] Las llanuras entre cráteres se distribuyen aproximadamente de manera uniforme por toda la superficie del planeta.
- Las llanuras lisas son áreas planas extendidas que se asemejan a la maría lunar, que llenan depresiones de varios tamaños. En particular, llenan un amplio anillo que rodea la Cuenca Caloris. Una diferencia apreciable con la maría lunar es que las suaves llanuras de Mercurio tienen el mismo albedo que las antiguas llanuras entre cráteres. A pesar de la falta de características inequívocamente volcánicas, su localización y unidades de color en forma de lobulado apoyan fuertemente un origen volcánico. Todas las llanuras suaves de Mercurio se formaron significativamente más tarde que la cuenca de Caloris, como lo demuestran las densidades de cráteres apreciablemente más pequeñas que en la capa de eyecta de Caloris. [12]
El suelo de la cuenca Caloris también está cubierto por una llanura plana geológicamente distinta, dividida por crestas y fracturas en un patrón aproximadamente poligonal. No está claro si son lavas volcánicas inducidas por el impacto o una gran capa de derretimiento por impacto . [12]
Características tectónicas
Una característica inusual de la superficie del planeta son los numerosos pliegues de compresión que atraviesan las llanuras. Se cree que a medida que el interior del planeta se enfrió, se contrajo y su superficie comenzó a deformarse. Los pliegues se pueden ver sobre otras características, como cráteres y llanuras más suaves, lo que indica que son más recientes. [18] La superficie de Mercurio también está flexionada por importantes protuberancias de marea levantadas por el Sol ; las mareas del Sol en Mercurio son aproximadamente un 17% más fuertes que las de la Luna en la Tierra. [19]
Terminología
Las características de la superficie que no son cráteres reciben los siguientes nombres:
- Características del albedo : áreas de reflectividad marcadamente diferente
- Dorsa - crestas ( ver Lista de crestas en Mercurio )
- Montes - montañas ( ver Lista de montañas en Mercurio )
- Planitiae - llanuras ( ver Lista de llanuras en Mercurio )
- Rupes - escarpes ( ver Lista de escarpes en Mercurio )
- Valles - valles ( ver Lista de valles en Mercurio )
Manchas polares de alto albedo y posible presencia de hielo
Las primeras observaciones de radar de Mercurio fueron realizadas por los radiotelescopios en Arecibo ( Puerto Rico ) y Goldstone ( California , Estados Unidos), con la ayuda de la instalación Very Large Array (VLA) del Observatorio Nacional de Radioastronomía de Estados Unidos en Nuevo México . Las transmisiones enviadas desde el sitio de la Red de Espacio Profundo de la NASA en Goldstone tenían un nivel de potencia de 460 kW a 8,51 GHz; las señales recibidas por la matriz de múltiples platos del VLA detectaron puntos de reflectividad del radar (luminosidad del radar) con ondas despolarizadas del polo norte de Mercurio.
Los mapas de radar de la superficie del planeta se hicieron utilizando el radiotelescopio de Arecibo. El estudio se realizó con ondas de radio de banda UHF de 420 kW (2,4 GHz) que permitieron una resolución de 15 km. Este estudio no solo confirmó la existencia de las zonas de alta reflectividad y despolarización, sino que también encontró una serie de áreas nuevas (lo que eleva el total a 20) e incluso pudo inspeccionar los polos. Se ha postulado que el hielo superficial puede ser responsable de estos altos niveles de luminosidad, ya que las rocas de silicato que componen la mayor parte de la superficie de Mercurio tienen exactamente el efecto opuesto sobre la luminosidad.
A pesar de su proximidad al Sol, Mercurio puede tener hielo en la superficie, ya que las temperaturas cercanas a los polos están constantemente por debajo del punto de congelación: en las llanuras polares, la temperatura no supera los −106 ° C. Y los cráteres en las latitudes más altas de Mercurio (descubiertos también por estudios de radar desde la Tierra) pueden ser lo suficientemente profundos como para proteger el hielo de la luz solar directa. Dentro de los cráteres, donde no hay luz solar, las temperaturas caen a −171 ° C. [20]
A pesar de la sublimación en el vacío del espacio, la temperatura en la región permanentemente sombreada es tan baja que esta sublimación es lo suficientemente lenta como para preservar potencialmente el hielo depositado durante miles de millones de años.
En el Polo Sur, la ubicación de una gran zona de alta reflectividad coincide con la ubicación del cráter Chao Meng-Fu , y también se han identificado otros pequeños cráteres que contienen áreas reflectantes. En el Polo Norte, varios cráteres más pequeños que Chao-Meng Fu tienen estas propiedades reflectantes.
La fuerza de los reflejos del radar que se ven en Mercurio es pequeña en comparación con la que ocurriría con hielo puro. Esto puede deberse a la deposición de polvo que no cubre la superficie del cráter por completo u otras causas, por ejemplo, una capa superficial delgada superpuesta. Sin embargo, la evidencia de hielo en Mercurio no es definitiva. Las propiedades reflectantes anómalas también podrían deberse a la existencia de depósitos de sulfatos metálicos u otros materiales con alta reflectancia.
Posible origen del hielo
Mercurio no es el único que tiene cráteres que permanecen en sombra permanente; en el polo sur de la Luna de la Tierra hay un gran cráter ( Aitken ) donde se han visto algunos posibles indicios de la presencia de hielo (aunque su interpretación es controvertida). Los astrónomos piensan que el hielo tanto en Mercurio como en la Luna debe haberse originado a partir de fuentes externas, en su mayoría impactando cometas . Se sabe que contienen grandes cantidades, o la mayoría, de hielo. Por lo tanto, es concebible que los impactos de meteoritos hayan depositado agua en los cráteres de sombra permanente, donde permanecería sin calentar durante posiblemente miles de millones de años debido a la falta de una atmósfera para conducir el calor de manera eficiente y la orientación estable del eje de rotación de Mercurio .
Mercurio |
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Historia biológica de Mercurio
Habitabilidad
Puede haber apoyo científico, basado en estudios informados en marzo de 2020, para considerar que partes del planeta Mercurio pueden haber sido habitables , y quizás que formas de vida , aunque probablemente microorganismos primitivos , pueden haber existido en el planeta. [21] [22]
Ver también
- Atmósfera de Mercurio : composición y propiedades de la atmósfera del planeta más interno del Sistema Solar.
- Lista de cráteres en Mercurio - artículo de la lista de Wikipedia
- Lista de características geológicas en Mercurio - artículo de la lista de Wikimedia
Referencias
- ^ Greeley, Ronald (1993). Paisajes planetarios (2ª ed.). Nueva York: Chapman & Hall. pag. 1. ISBN 0-412-05181-8.
- ^ Strom, RG en "Geología de los planetas terrestres", MH Carr, Ed., Documento especial 469, Rama de información científica y técnica de la NASA: Washington DC, 1984, p. 13. https://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
- ^ Sitio web de MESSENGER. Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins. https://messenger.jhuapl.edu/Explore/images/impressions/messenger-byTheNumbers-lg.jpg
- ^ "Exploración del sistema solar: Mercurio" . NASA. Archivado desde el original el 21 de julio de 2011 . Consultado el 17 de febrero de 2012 .
- ^ "El equipo de MESSENGER presenta nuevos hallazgos de Mercury" . NASA. Archivado desde el original el 16 de octubre de 2011 . Consultado el 16 de febrero de 2012 .
- ^ a b c Thomas, Rebecca J .; Rothery, David A .; Conway, Susan J .; Anand, Mahesh (16 de septiembre de 2014). "Vulcanismo explosivo de larga duración en Mercurio" . Cartas de investigación geofísica . 41 (17): 6084–6092. Código Bibliográfico : 2014GeoRL..41.6084T . doi : 10.1002 / 2014GL061224 .
- ^ a b "Observaciones orbitales de Mercurio" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Archivado desde el original el 26 de junio de 2015 . Consultado el 16 de febrero de 2012 .
- ^ "El espectrómetro de rayos gamma MESSENGER: una ventana a la formación y evolución temprana de Mercurio" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Archivado desde el original el 12 de diciembre de 2012 . Consultado el 18 de febrero de 2012 .
- ^ a b "Evidencia de vulcanismo en Mercurio: son los pozos" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Archivado desde el original el 28 de abril de 2014 . Consultado el 16 de febrero de 2012 .
- ^ "Mercurio: la clave para la evolución del planeta terrestre" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Archivado desde el original el 4 de septiembre de 2014 . Consultado el 18 de febrero de 2012 .
- ^ a b "Campo magnético extrañamente compensado de Mercurio" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Archivado desde el original el 12 de diciembre de 2012 . Consultado el 18 de febrero de 2012 .
- ^ a b c d e f g PD Spudis (2001). "La historia geológica de Mercurio". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface and Interior, Chicago (1097): 100. Bibcode : 2001mses.conf..100S .
- ^ Shiga, David (30 de enero de 2008). "Cicatriz de araña extraña encontrada en la superficie de Mercurio" . Servicio de noticias NewScientist.com.
- ^ Schultz, Peter H .; Gault, Donald E. (1975). "Efectos sísmicos de las principales formaciones de cuencas en la luna y el mercurio". La luna . 12 (2): 159-177. doi : 10.1007 / BF00577875 . S2CID 121225801 .
- ^ "Superposición de color en el cráter de Praxiteles" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Archivado desde el original el 26 de junio de 2015 . Consultado el 16 de febrero de 2012 .
- ^ "Un cráter de piso de pozo recién fotografiado" . Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Archivado desde el original el 26 de junio de 2015 . Consultado el 16 de febrero de 2012 .
- ^ a b c RJ Wagner; et al. (2001). "Aplicación de un modelo actualizado de cronología de cráteres de impacto al sistema cronoestratigráfico de Mercurio". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface and Interior, Chicago (1097): 106. Bibcode : 2001mses.conf..106W .
- ^ Dzurisin, D. (1978). "La historia tectónica y volcánica del mercurio como se infiere de estudios de escarpes, crestas, depresiones y otros lineamientos". Revista de Investigación Geofísica: Tierra sólida . 83 (B10): 4883–4906. doi : 10.1029 / JB083iB10p04883 .
- ^ Van Hoolst, T .; Jacobs, C. (2003). "Mareas de Mercurio y estructura interior". Revista de investigación geofísica: planetas . 108 (E11): 5121. doi : 10.1029 / 2003JE002126 .
- ^ "Hielo en Mercurio" . Centro Nacional de Datos de Ciencias Espaciales . Consultado el 16 de febrero de 2012 .
- ^ Hall, Shannon (24 de marzo de 2020). "¿Vida en el planeta Mercurio? 'No es completamente loco' - Una nueva explicación para el paisaje desordenado del mundo rocoso abre la posibilidad de que podría haber tenido ingredientes para la habitabilidad" . The New York Times . Consultado el 26 de marzo de 2020 .
- ^ Roddriquez, J. Alexis P .; et al. (16 de marzo de 2020). "Los terrenos caóticos de Mercurio revelan una historia de retención y pérdida de volátiles planetarios en el sistema solar más interno" . Informes científicos . 10 (4737). doi : 10.1038 / s41598-020-59885-5 . PMID 32179758 . Consultado el 26 de marzo de 2020 .
- Stardate, Guía del Sistema Solar . Publicación de la University of Texas en Austin McDonald Observatory
- Nuestro sistema solar, una instantánea geológica . NASA (NP-157). Mayo de 1992.
- Fotografía: Mercurio . NASA (LG-1997-12478-HQ)
- Este artículo se basa en gran medida en el artículo correspondiente en la Wikipedia en español , al que se tuvo acceso en la versión del 26 de junio de 2005.
Referencias originales del artículo en español
- Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física ( Ciencias de la Tierra, una Introducción a la geología física ), por Edward J. Tarbuck y Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).
- "Hielo en Mercurio" ("Hielo en Mercurio"). El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio , Editorial Planeta-De Agostini, p. 141-145. Volumen 5. (1997)
enlaces externos
- Marinero 10
- Sonda MESSENGER
- Mercurio en Nineplanets.org
- USGS Geology of Mercury Consultado el 5 de agosto de 2007