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 La planète Mercure (la suite)

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MessageSujet: La planète Mercure (la suite)   Dim 25 Juin - 21:05

L'orbite de Mercure

Mercure a une orbite très excentrique qui fait varier son rayon de 46 à 70 millions de kilomètres. L'orbite de Mercure connaît une très lente précession du périhélie autour du Soleil. En d'autres termes, son orbite est elle-même en rotation autour du Soleil. Toutes les planètes connaissent une précession, causée par l'influence gravitationnelle des autres corps du système solaire, et celle-ci s'explique par la mécanique newtonienne pour chacune d'elles, sauf Mercure. En effet, Mercure connaît une précession légèrement plus rapide que celle à laquelle on peut s'attendre en appliquant les lois de la mécanique céleste, et se trouve en avance d'environ 43 secondes d'arc par siècle.

Les astronomes ont donc, dans un premier temps, pensé à la présence d'un ou plusieurs corps entre le Soleil et l'orbite de Mercure, dont l'interaction gravitationnelle perturberait le mouvement de Mercure. L'astronome français Urbain Le Verrier — qui avait découvert en 1846 la planète Neptune à partir d'anomalies dans l'orbite d'Uranus — se pencha sur le problème et suggéra la présence d'une seconde ceinture d'astéroïdes entre le Soleil et Mercure. Des calculs effectués en prenant compte l'influence gravitationnelle de ces corps devaient alors concorder avec la précession observée.

Le 28 mars 1859, Le Verrier fut contacté par le médecin français Lescarbault à propos d'une tache noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui était probablement, d'après lui, une planète intramercurienne. Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma Vulcain — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il conclut que Vulcain tournait autour du Soleil en 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,14 ua. Il en déduit également un diamètre d'environ 2000 km et une masse d'un dix-septième de celle de Mercure. Cette masse était cependant bien trop faible pour expliquer les anomalies, mais Vulcain était une bonne candidate au corps le plus gros de cette hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à Mercure.

Le Verrier profita alors de l'éclipse de Soleil de 1860 pour mobiliser tous les astronomes français afin de repérer Vulcain, mais personne ne put la trouver. Le Verrier resta cependant confiant après que le professeur Wolf, du Centre de données des taches solaires à Zurich, ait observé sur le Soleil deux douzaines de taches suspectes. La planète fut recherchée pendant des décennies ; certains astronomes attestèrent l'avoir vue passer devant le Soleil, parfois plusieurs dirent l'avoir repéré mais à des endroits différents.

Finalement, la réponse vint en 1916 avec la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein. En appliquant la relativité générale au mouvement de Mercure, on en arrive à la précession mesurée, et il n'y a plus d'anomalies. L'analyse de photographies prises durant une éclipse en 1929 n'apporta aucun signe de la présence de Vulcain. Pourtant en 1970 et 1971, certains chercheurs pensaient avoir trouvé la planète en question, mais il ne s'agissait certainement que de comètes qui sont passées près du Soleil, voire qui sont entrées en collision avec lui. Les multiples taches observées par les astronomes étaient sans doute des astéroïdes proches de la Terre, alors inconnus à l'époque.

Par ailleurs, des recherches ont révélé que l'excentricité de l'orbite de Mercure variait chaotiquement de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de 0,45 sur plusieurs millions d'années. C'est ce qui pourrait expliquer la résonance 3:2 de la rotation de Mercure (plutôt que 1:1), car on s'attend plutôt à rencontrer cet état pendant une période où l'orbite a une forte excentricité.

Champ magnétique

Révélée par la sonde Mariner 10 lors de sa première approche, en mars 1974, la présence d'un champ magnétique surprit les astronomes qui pensaient jusque-là que Mercure était dépourvue de toute magnétosphère. Vingt minutes avant de survoler la planète au plus près, les magnétomètres de Mariner 10 détectèrent l'onde de choc d'étrave produite par la collision de ce champ avec celui du Soleil et le mesurèrent à 1 µT, ce qui représente un peu moins d'un soixantième du champ magnétique terrestre.

La source du champ magnétique, encore incertaine, a été déterminée durant un second passage de Mariner 10 comme étant intrinsèque à Mercure, et non pas provoquée par l'action des vents solaires. Avant la mission Mariner 10, les astronomes ne pensaient pas que Mercure possédait un champ magnétique du fait de sa vitesse de rotation — trop lente pour pouvoir l'engendrer par effet dynamo — et de sa petite taille — qui laissait penser que le noyau de Mercure s'était solidifié depuis longtemps. Il fallut donc admettre que ce noyau est partiellement fondu et connaît des mouvements de convection qui seraient à l'origine de ce champ. Néanmoins, les estimations récentes suggèrent que le noyau de Mercure n'est pas assez chaud pour que le fer–nickel soit présent sous forme liquide. En revanche, il est possible que d'autres matériaux ayant un point de fusion plus bas, comme le soufre, en soient responsables. Il se peut également que le champ magnétique de Mercure soit le reste d'un ancien effet dynamo qui a maintenant cessé, devenu « figé » dans les matériaux magnétiques solidifiés du noyau (la période de rotation ayant pu être beaucoup plus courte par le passé).

Par ailleurs, le champ magnétique de Mercure est une version réduite du champ magnétique terrestre. Norman Ness, qui était alors chargé de l'étude du champ magnétique, put prédire — en supposant d'avance qu'il s'agissait d'une version réduite du champ terrestre — les moments précis où la sonde traverserait l'onde de choc, la magnétopause ainsi que la zone où le champ est maximal. Ces prédictions concordaient avec les mesures relevées par les instruments de Mariner 10. Des expériences menées par la sonde ont montré que, tout comme celle de la Terre, la magnétosphère de Mercure possède une queue séparée en deux par une couche neutre.

La haute métallicité de Mercure

La proportion en fer de Mercure — proportion plus importante que celle de tout autre objet du système solaire — intrigue toujours les astronomes. La réponse à cette question permettrait certainement d'en apprendre beaucoup sur la nébuleuse solaire primitive et les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Trois hypothèses ont été proposées pour expliquer la haute métallicité de Mercure et son noyau gigantesque.

L'une d'entre elles suggère que Mercure avait à l'origine un rapport métal–silicate semblable à celui des chondrites et une masse d'environ 2,25 fois la masse courante. Tôt dans l'histoire du système solaire, Mercure aurait été frappée par un planétésimal d'environ 1/6 de cette masse. L'impact aurait arraché à la planète une grande partie de sa croûte et de son manteau, ne laissant derrière que le noyau (métallique) et un mince manteau. Une hypothèse similaire a été proposée pour expliquer la formation de la Lune.

Une seconde hypothèse propose que le taux d'éléments lourds, comme le fer, présent dans la nébuleuse solaire était plus important au voisinage du Soleil, voire que ces éléments lourds étaient distribués graduellement autour du Soleil (plus on s'en éloignait, moins il y avait d'éléments lourds). Mercure, proche du Soleil, aurait donc amassé plus de matériaux lourds que les autres planètes pour former son noyau.

Alternativement, Mercure aurait pu s'être formée très tôt dans l'histoire, avant même que l'énergie dégagée par le Soleil ne se soit stabilisée. Mercure aurait eu à sa formation le double de sa masse courante, mais à mesure que la proto-étoile se contractait, la température aux alentours de Mercure augmentait et aurait pu atteindre 2500–3500 K, voire 10 000 K. À de telles températures, une grande partie de la surface de Mercure aurait été vaporisée, formant une atmosphère de « vapeurs rocheuses », qui aurait été ensuite transportée ailleurs par les vents solaires. Une hypothèse similaire propose que les couches extérieures de Mercure aient été érodées par les vents solaires, durant une plus longue période.

De la glace sur Mercure

Des observations radar faites en 1991 à partir du radiotélescope d'Arecibo et de l'antenne de Goldstone indiquent la présence de glace d'eau aux pôles Nord et Sud de Mercure. Celle-ci est caractérisée par des zones à réflexion radar élevée et une signature fortement dépolarisée, contrairement à la réflexion radar typique du silicate, constituant la majeure partie de la surface de Mercure. Une vingtaine d'anomalies de ce type ont été observées.

Les résultats obtenus avec le radiotélescope d'Arecibo montrent que ces réflexions radar sont concentrées dans des taches circulaires de la taille d'un cratère. D'après les images prises par Mariner 10, la plus grosse d'entre-elles, au pôle Sud, semble coïncider avec le cratère Chao Meng-Fu. D'autres, plus petites, correspondent également à des cratères bien identifiés. La corrélation est cependant impossible à faire pour le pôle Nord, puisque non cartographié. On pense que de la glace repose au fond de ces cratères.

La présence de glace sur Mercure peut surprendre ; les températures régnant à la surface de la planète peuvent atteindre 430°C, notamment aux « pôles chauds » — régions les plus exposées au Soleil, lorsque Mercure est au plus proche de celui-ci. Cependant, certains cratères présents aux pôles peuvent ne jamais être exposés aux rayons du Soleil, et donc plongés dans une obscurité permanente. Des études ont montré que la température au niveau de ces cratères n'excède pas 102 K. Certaines surfaces plates, même au niveau des pôles toujours, seraient soumises à des températures inférieures à 167 K. Exposée à de telles conditions, l'eau peut rester sous forme de glace.

Deux sources probables de glace sont envisagées : le bombardement météoritique et le dégazage du sol. Les météorites frappant la planète ont pu apporter de l'eau qui serait restée piégée (gelée par les basses températures des pôles) aux endroits où se sont produits les impacts. De même pour les dégazages ; certaines molécules ont pu migrer vers les pôles et s'y retrouver piégées.

Transit de Mercure

Le transit de Mercure peut se produire en mai ou en novembre lorsque Mercure se situe entre la Terre et le Soleil. La fréquence de ces transits est de 13 ou 14 par siècle. Le prochain se déroulera le 8 novembre 2006. Voir l'article détaillé : transit de Mercure.

Histoire géologique

L'évolution géologique de Mercure peut être divisée en cinq grandes périodes ou époques.

La première s'étend du tout début de l'histoire du système solaire à la période de bombardements intenses. La nébuleuse solaire primitive s'est condensée et a commencé à former de la matière solide ; d'abord de petite masse qui à force de s'accumuler (processus d'accrétion) a produit des corps de plus en plus gros, ayant une force d'attraction de plus en plus importante, jusqu'à former la principale masse de Mercure. La nature homogène ou hétérogène de cette accumulation de matière reste encore inconnue : on ne sait pas si Mercure s'est formée à partir d'un mélange de fer et de silicate qui se sont ensuite dissocié pour former séparément un noyau métallique et un manteau de silicate, ou si le noyau s'est formé en premier, à partir de métaux, puis le manteau et la croûte ne sont venus qu'après, lorsque les éléments lourds comme le fer sont devenus moins abondants aux environs de Mercure.

Il y a peu de chance pour que Mercure ait possédé une atmosphère initiale (juste après l'accumulation de matière), ou alors elle s'est évaporée très tôt avant l'apparition des plus anciens cratères. Si Mercure avait eu une atmosphère, on aurait pu remarquer une érosion des cratères par les vents, comme sur Mars.

La seconde période est caractérisée par un fort bombardement météoritique par des corps relativement gros (des résidus du processus d'accrétion), couvrant la surface de Mercure par des cratères et des bassins (cratères larges de plus de 200 km de diamètre), et se termine à la formation du bassin Caloris. Il n'est pas certain que cette période soit la phase terminale de l'accrétion de Mercure ; il est possible qu'il ne s'agisse que d'un second épisode de bombardement indépendant de cette accumulation. Les escarpements présents majoritairement dans les régions « inter-cratères » (qui sont des surfaces plus anciennes que les cratères) et qui traversent parfois certains des plus vieux cratères, montrent que le refroidissement du noyau et la contraction de la planète se sont produits entre la fin de la première période et le début de la seconde.

La formation du bassin Caloris marque la séparation entre la seconde et la troisième période. L'impact météoritique a donné lieu à de fortes transformations de la surface de Mercure : la création de l'anneau montagneux Caloris Montes autour du cratère produit par l'impact et les déformations chaotiques de l'autre côté de la planète. Cet évènement s'est produit il y a environ 3,8 milliards d'années.

La quatrième époque géologique de Mercure débute après la collision donnant lieu au bassin Caloris et couvre la période de volcanisme qui s'ensuivit. Des coulées de lave ont formé une partie des grandes plaines lisses, grossièrement similaire aux maria lunaires. Cependant, les plaines lisses recouvrant le bassin Caloris (Suisei, Odin, et Tir Planitia) auraient été formées par des éjectas lors de l'impact Caloris. On estime que cette période s'est déroulée il y a entre 4 et 3 milliards d'années.

La dernière époque s'étend d'il y a 3 milliards d'années à aujourd'hui. Hormis de petits impacts météoritiques, peu d'évènements se sont produit sur Mercure durant cette période.

Il existe une autre chronologie semblable, découpée en cinq époques également : Pré-Tolstoïen (de la formation au refroidissement du noyau — il y a 4,5 à 3,97 milliards d'années), Tolstoïen (formation du bassin Tolstoj et des plaines lisses par coulées de lave — 3,97 à 3,77 milliards d'années), Calorien (impact du bassin Caloris et fin du bombardement intense — 3,77 à 3,5 milliards d'années), Mansurien (3,5 à 1 milliards d'années) et Kuiperien (depuis 1 milliard d'années à aujourd'hui). Ici, la période de volcanisme qui produisit une partie des plaines lisses est placée avant l'impact Caloris.

Trouvé sur http://www.contenulibre.com et http://www.a-annuaires.com/
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