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Quand les hommes ont atteint leur but, ils ne devraient pas faire marche arrière. - Plutarque
La planète Mercure fut nommé par les romains d'après le "messager ailé des dieux" parce qu'elle semble se déplacer plus rapidement que toutes les autres planètes. C'est la planète la plus proche du Soleil, et la deuxième plus petite planète dans le système solaire. Son diamètre est de 40% inférieur à celui de la Terre et 40% supérieur à celui de la Lune. Il est même plus petit que celui de Ganymède une lune de Jupiter et Titan une lune de Saturne .
Si un explorateur se tenait sur la surface de Mercure, il y découvrirait un monde ressemblant à la Lune. Les monticules mercuriens arrondis et recouverts de poussière, ont été érodés par le bombardement constant des météorites. Les escarpements (Fault-cliffs) s'élèvent sur plusieurs kilomètres de hauteur et s'étendent sur des centaines de kilomètres. De nombreux cratères parsèment la surface. Le Soleil apparaîtrait deux fois et demie plus grand que sur la Terre, à l'explorateur; cependant le ciel serait toujours noir parce que Mercure ne possède virtuellement pas d'atmosphère pour diffuser la lumière. En portant son regard vers l'espace, l'explorateur pourrait apercevoir deux brillantes étoiles. Une apparaissant de couleur crème, la planète Vénus et l'autre de couleur bleu, la planète Terre.
Avant la mission Mariner 10, peu de choses étaient connues sur Mercure à cause de la difficulté de l'observer à partir de télescopes terrestres. Vue de la Terre, à son élongation maximum elle est à seulement 28 degrés du Soleil. En conséquence, elle peut être vue pendant le jour ou avant le lever ou après le coucher du Soleil. Quand on l'observe à l'aube ou au crépuscule, Mercure est si bas sur l'horizon que sa lumière doit traverser 10 fois plus d'atmosphère terrestre qu'elle le ferait, si Mercure se trouvait au zénith.
Au cours de l'année 1880, Giovanni Schiaparelli fit un croquis montrant de faibles détails à la surface de Mercure. Il détermina que la marrée gravitationnelle devait verrouiller (la rotation de) Mercure avec le Soleil, de la même manière que la rotation de la lune est verrouillée avec la Terre. En 1962, les radioastronomes analysèrent des émissions radio en provenance de Mercure et déterminèrent que le coté obscur était trop chaud pour correspondre à un verrouillage gravitationnel. L'on s'attendait à ce que ce côté fût beaucoup plus froid s'il était toujours opposé su Soleil. En 1965, Pettengill et Dyce déterminèrent une rotation de 59 + - 5 jours en s'appuyant sur des observations radar. Plus tard en 1971, Goldstein affina la période de rotation à 58,65 + - 0,25 jours en utilisant des mesures radar. Grâce aux observations rapprochées de la sonde spatiale Mariner10, la période fut précisée à 58,646 + - 0,005 jours.
Même si (la rotation de) Mercure n'est pas verrouillée par marée gravitationnelle avec le Soleil, sa période de rotation est couplée avec sa période de révolution orbitale. Mercure effectue une rotation et demie au cours de chaque orbite. En conséquence de cette résonnance de rapport 3:2, une journée sur Mercure (du levé du Soleil au levé du Soleil) a une durée de 176 jours terrestres, comme le montre le diagramme suivant.
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Dans le passé lointain de Mercure, sa période de rotation peut avoir été plus rapide. Les scientifiques spéculent que sa rotation peut avoir été aussi courte que 8 heures, mais sur des millions d'années les marrées solaires l'ont lentement ralentie. Un modèle de ce processus montre que le ralentissement pu s'étendre sur 109 années et accroître la température de l'intérieur de la planète de 100 degrés Kelvin.
La majorité des découvertes scientifiques sur la planète Mercure viennent de la sonde spatiale Mariner 10 qui fut lancée le 3 novembre 1973. Elle survola la planète le 29 mars 1974 à une distance de 705 kilomètres de sa surface. Le 21 septembre 1974 elle survola Mercure une seconde fois et une troisième fois, le 16 mars 1975. Au cours de ces visites, plus de 2 700 images furent prises, couvrant 45% de sa surface. Jusque la, les scientifiques n'avaient pas soupçonné que Mercure possède un champ magnétique. Ils pensaient que Mercure étant petite, son noyau s'était solidifié depuis longtemps. La présence d'un champ magnétique indique que la planète possède un noyau ferreux au moins partiellement fondu. Le champ magnétique est généré par la rotation d'un noyau conducteur en fusion, ce qui est connu comme étant l'effet dynamo.
La sonde Mariner 10 a mis en évidence que Mercure possède un champ magnétique de 1% de celui de la Terre. Ce champ magnétique est incliné de 7 degrés par rapport à l'axe de rotation de Mercure et produit une magnétosphère autour de la planète. La cause du champ magnétique est inconnue. Il pourrait être produit par la présence du noyau ferreux partiellement en fusion à l'intérieur de la planète. Une autre source de ce champ pourrait être la magnétisation rémanente dans les roches contenant du fer qui auraient été magnétisés quand la planète était jeune et possédait un fort champ magnétique. Lorsque la planète s'est refroidie et solidifiée une magnétisation rémanente a été conservée.
Même avant la mission Mariner 10, la grande
Mercure est marqué de grandes falaises courbes ou d'escarpements lobés qui furent apparemment
formés lorsque Mercure s'est rétrécie de quelques kilomètres suite à son refroidissement. Ce
rétrécissement produisit des plissements de la croûte avec des escarpements hauts de kilomètres et de
centaines de kilomètres de long.
La plus grande partie de la surface de Mercure est couverte de plaines. Beaucoup de ces
plaines sont vielles et criblées de cratères, mais quelques une d'entre elles ont moins de cratères. Les
scientifiques ont classifié ces plaines de plaines entre-cratères et de plaines lisses. Les plaines
entre-cratères sont moins saturées de cratères et ces cratères font moins de 15 kilomètres de diamètre.
Ces plaines furent probablement formées par les coulées de lave qui submergèrent le terrain plus âgé.
Les plaines lisses sont plus jeunes et on y retrouve encore moins de cratères. L'on retrouve
des plaines lisses autour du basin Caloris. Dans certaines zones, l'on peut voir des parcelles de lave lisse
remplissant des cratères.
L'histoire de la formation de Mercure est similaire à celle de la Terre. La planète s'est formée
il y a environ 4,5 milliards d'années. Ce fut une période d'intense bombardement pour ces
planètes alors qu'elles récupéraient les matériaux et les débris laissés tout autour par la nébuleuse qui
les engendra. Tôt dans ce processus de formation, Mercure se différencia probablement en un
noyau métallique dense recouvert d'une croûte de silicates. Après la période de bombardement
intense, la lave s'écoula en surface et recouvra la croûte plus âgée. Vers ce temps là, la majorité
des débris avaient été balayés et Mercure entra dans une période de bombardement plus légère.
Pendant cette période les plaines entre-cratères se formèrent. Ensuite Mercure se refroidit.
Son noyau se contracta avec pour conséquence des bris de la croûte qui produisirent les
proéminents escarpements lobés. Au cours de la troisième période, la lave inonda les basses-terres
et forma les plaines lisses. Durant la quatrième période, le bombardement par les micrométéorites
créa une surface poussiéreuse aussi connue sous le nom de regolithe. Quelques plus gros météorites
frappèrent la surface et créèrent de brillants cratères avec des rayons. En excluant les collisions
occasionnelles par des météorites, la surface de Mercure n'est plus active et est demeurée la même
depuis des millions d'années.
Davies, M. E., S. E. Dwornik, D. E. Gault, et R. G. Strom.
Atlas of Mercure. NASA SP-423. Washington, D.C.: U.S.t
Government Printing Office, 1978.
Mariner 10 Preliminary Science Report. Science,
185:141-180, 1974.
Mariner 10 Imaging Science Final Report. Journal of Geophysical
Research, 80(17):2341-2514, 1975.
Strom, Robert G. et al. "Tectonism and Volcanism on Mercury."
Journal of Geophysical Research, 80(17):2478-2507, 1975.
Trask, Newell J. and John E. Guest. "Preliminary Geologic Terrain
Map of Mercury." Journal of Geophysical Research,
80(17):2461-2477, 1975.
La surface de Mercure
Les images renvoyées par la sonde spatiale Mariner 10 montrèrent un monde ressemblant à
la Lune. Il est marqué de cratères, il contient d'énormes basins à multiples anneaux et plusieurs
coulées de lave. Les cratères varient en grandeur de 100 mètres (la plus petite résolution des
images de Mariner 10) à 1 300 kilomètres. Ces cratères sont à différentes étapes de conservation.
Certains sont jeunes avec des rebords aigus et possèdent des rayons brillants s'étendant vers
l'extérieur. D'autres sont très dégradés avec des rebords arrondis par le bombardement des
météorites. Le plus gros cratère sur Mercure est le basin Caloris.
Un basin qui fut décrit par Hartmann et Kuiper (1962) comme une "grande dépression circulaire
avec des anneaux concentriques distincts et des traits radiaux." D'autres considèrent
tout cratère de plus de 200 kilomètres, comme des basins. Le basin Caloris fait 1 300 kilomètres de
diamètre, et fut probablement créé par un projectile de plus de 100 kilomètres de diamètre.
L'impact produisit des anneaux montagneux de trois kilomètres de haut et projeta des éjectas sur
un périmètre de 600 à 800 kilomètres. (Un autre bon exemple d'un basin montrant des anneaux
concentriques se trouve dans la région Valhalla sur la
lune de Jupiter Callisto).
Les ondes sismiques produites lors de l'impact qui forma Caloris, se focalisèrent sur la face
opposée de la planète et produisirent une région de terrain chaotique. Après l'impact le cratère
fut partiellement rempli par des écoulements de lave.
Existe-il de l'eau sur Mercure?
Il semblerait que Mercure ne peut posséder d'eau sous aucune forme. La planète possède
très peu d'atmosphère et est brûlante pendant le jour, cependant en 1991 un scientifique de
l'université de Caltech fit rebondir des ondes radio sur Mercure et observa un écho particulièrement
brillant renvoyé par le pôle nord. L'apparence brillante du pôle nord peut s'expliquer par la
présence de glace sur ou juste sous la surface. Mais est-ce possible pour Mercure d'avoir de la glace?
Parce que la rotation de Mercure est presque perpendiculaire avec son plan orbital, au pôle nord le soleil
est toujours visible, juste au-dessus de l'horizon. L'intérieur des cratères (au pôle) n'est jamais exposé
au soleil et les scientifiques soupçonnent qu'ils demeurent à une température inférieure à -161 C.
Ces températures très froides peuvent capturer l'eau dégazée par la planète, ou la glace apportée
par l'impact des comètes. Ces dépôts de glace peuvent être recouverts d'une couche de poussière
et montrer quand même de brillants échos radar.
Animations de Mercure
Regards sur Mercure
Réception d'une vue de Mercure
Cette mosaïque photo de Mercure fut construite à partir de photos prises par
Mariner 10 six heures avant que la sonde spatiale quitte la planète
le 29 mars 1974. Ces images furent prises à une distance de 5 380 000 kilomètres (3 340 000 milles).
(Courtoisie de USGS, et la NASA)
Mercure
Ces deux images mosaïques (FDS 26850, 26856) de Mercure furent assemblées à partir de photos
prises par Mariner 10 quelques heures avant que la sonde spatiale
passe à distance minimale de la planète lors de son premier passage, le 29 mars 1974.
(Crédit: Calvin J. Hamilton)
Vue de Mercure (après le passage de la sonde)
Cette mosaïque de Mercure fut construite avec 140 images prises par la sonde spatiale Mariner 10 alors
qu'elle s'éloignait de la planète la plus intérieure (du système solaire) le 29 mars 1974. La trajectoire de
Mariner 10 la fit passer au-dessus de l'hémisphère obscur de Mercure. Ces images furent prises après
que la sonde spatiale émergea de l'ombre de Mercure.
(Courtoisie de Mark Robinson, Northwestern University)
Les monts (Hills) de Mercure
"Un terrain bizarre"
c'est ainsi que l'on peut le mieux décrire cette région striée et très vallonnée de Mercure. Cette région
se trouve aux antipodes de l'immense basin Caloris. Les ondes
de choc furent réfléchies et concentrées sur ce point antipode, ce qui fracassa la croûte et la brisa en
une série complexe de blocs. Cette zone couvre environ 100 kilomètres de côté.
(Crédit de l'image: Calvin J. Hamilton; FDS 27370)
La région sud-ouest de Mercure
Cette image montre une portion du quadrant sud-ouest de Mercure, photographiée le 29 mars 1974, par
la sonde spatiale Mariner 10. Le cliché fut pris quatre heures avant
d'atteindre l'approche minimale alors que Mariner se trouvait à 198 000 kilomètres (123 000 milles) de
la planète. Les cratères les plus grands sur ce cliché font environ 100 kilomètres (62 milles) de diamètre.
(Crédit de l'image: Calvin J. Hamilton; FDS 27216, 27217, 27224, 27225)
Le basin Caloris
Cette mosaïque montre le basin Caloris (qui se trouve partiellement dans l'ombre). Caloris est le
mot latin pour chaleur et le basin a été nommé ainsi parce qu'il se trouve près du
point subsolaire (le point le plus près du Soleil) lorsque Mercure se trouve en
aphelion. Le basin Caloris fait 1 300 kilomètres (800 milles) de
diamètre et constitue la plus grande structure connue sur Mercure. Il fut formé par l'impact d'un
projectile de la dimension d'un astéroïde. Le fond intérieur du basin contient des plaines lisses mais
il est aussi fracturé et escarpé. La direction nord est vers le haut de l'image.
(Crédit Calvin J. Hamilton; FDS 188-199)
Le fond du basin Caloris
Cette image est une vue à haute résolution du basin Caloris que l'on voit sur l'image précédente. Elle
montre les falaises et les fractures qui augmentent en dimension vers le centre du basin (dans le coin
gauche en haut).
(Crédit: Calvin J. Hamilton; FDS 126)
Cratères à rayures brillantes
Cette image montre deux cratères proéminents sur Mercure (dans le coin droit en haut) qui
présentent des halos brillants. Les cratères font environ 40 kilomètres (25 milles) de diamètre.
Les halos et les rayons se surimposent à d'autres structures de la surface indiquant qu'ils sont
parmi les plus jeunes sur Mercure.
(Crédit: Calvin J. Hamilton; FDS 275)
Basin avec un double anneau
Cette image montre un basin de 200 kilomètres (120 milles) de diamètre et possédant un double anneau.
Le fond du basin est lisse et uniforme. Le basin de l'anneau intérieur a une élévation inférieure à celle
de l'anneau extérieur.
(Crédit: Calvin J. Hamilton; FDS 27301)
Imposantes failles sur Mercure
Cette image prise par Mariner 10 montre Santa Maria Rupes,
la faille sombre et sinueuse qui traverse le cratère que l'on voit au centre de cette image.
Plusieurs configurations semblables furent découvertes dans les images de Mercure. Elles sont
interprétées comme étant d'immenses failles de compression ou
une portion de la croûte est poussée légèrement par-dessus une partie adjacente.
L'abondance et la taille des failles de compression sont une indication que le rayon de Mercure
a diminué de 1 à 2 kilomètres (0,6 à 1,2 mille) suite à la solidification de la surface et à la formation des
cratères d'impact. Ce changement de volume a probablement été causé par le refroidissement de la
planète suite à la formation d'un noyau métallique constituant les trois-quarts de la dimension de
Mercure. Le nord est vers le haut de l'image et se trouve à 200 kilomètres (120 milles) de distance.
(© Copyright 1998 par Calvin J. Hamilton; FDS 27448)
Antoniadi Ridge
Ceci est une image d'une faille de 450 kilomètres (280 milles) nommée Antoniadi.
Elle parcourt le côté droit de l'image et sectionne un cratère de 80 kilomètres (50 milles) de large à peu
près par le milieu. Elle traverse les plaines lisses vers le nord et les plaines inter-cratères vers le sud.
[Strom et al., 1975].
(Crédit: Calvin J. Hamilton)
Références Copyright © 1997 par Calvin J. Hamilton.
Tous droits réservés.
Soleil
Vénus