9.5 : Mercure

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Caractériser l'orbite de Mercure autour du Soleil
• Décrire la structure et la composition de Mercure
• Expliquer la relation entre l'orbite et la rotation de Mercure
• Décrire la topographie et les caractéristiques de la surface de Mercure
• Résumez nos idées sur l'origine et l'évolution de Mercure

L'orbite de Mercure

La planète Mercure ressemble à la Lune à bien des égards. Comme la Lune, elle n'a pas d'atmosphère et sa surface est fortement cratérisée. Comme décrit plus loin dans ce chapitre, il partage également avec la Lune la probabilité d'une naissance violente.

Mercure est la planète la plus proche du Soleil et, conformément à la troisième loi de Kepler, elle a la période de révolution la plus courte autour du Soleil (88 de nos jours) et la vitesse orbitale moyenne la plus élevée (48 kilomètres par seconde). Il doit son nom au dieu messager des Romains aux pieds de flotte. Comme Mercure reste proche du Soleil, il peut être difficile de le repérer dans le ciel. Comme on peut s'y attendre, il vaut mieux le voir lorsque son orbite excentrique l'éloigne le plus possible du Soleil.

Le demi-grand axe de l'orbite de Mercure, c'est-à-dire la distance moyenne de la planète par rapport au Soleil, est de 58 millions de kilomètres, soit 0,39 UA. Cependant, comme son orbite a une excentricité élevée de 0,206, la distance réelle de Mercure par rapport au Soleil varie de 46 millions de kilomètres au périhélie à 70 millions de kilomètres à l'aphélie (les idées et les termes qui décrivent les orbites ont été introduits dans Orbits et gravité).

Composition et structure

La masse de Mercure est un huitième de celle de la Terre, ce qui en fait la plus petite planète terrestre. Mercure est la plus petite planète (à l'exception des planètes naines), avec un diamètre de 4878 kilomètres, soit moins de la moitié de celui de la Terre. La densité de Mercure est de 5,4 g/cm3, bien supérieure à la densité de la Lune, ce qui indique que la composition de ces deux objets est très différente.

La composition de Mercure est l'une des choses les plus intéressantes à son sujet et la rend unique parmi les planètes. La densité élevée du mercure nous indique qu'il doit être composé en grande partie de matériaux plus lourds tels que des métaux. Les modèles les plus probables pour l'intérieur de Mercure suggèrent un noyau métallique en fer-nickel représentant 60 % de la masse totale, le reste de la planète étant principalement constitué de silicates. Le noyau a un diamètre de 3 500 kilomètres et s'étend jusqu'à 700 kilomètres de la surface. On pourrait imaginer Mercure comme une boule métallique de la taille de la Lune entourée d'une croûte rocheuse de 700 kilomètres d'épaisseur (Figure\(\PageIndex{1}\)). Contrairement à la Lune, Mercure possède un champ magnétique faible. L'existence de ce champ est compatible avec la présence d'un gros noyau métallique et suggère qu'au moins une partie du noyau doit être liquide pour générer le champ magnétique observé. ¹

Figure la structure interne de\(\PageIndex{1}\) Mercure. L'intérieur de Mercure est dominé par un noyau métallique de la même taille que notre Lune.

Exemple\(\PageIndex{1}\) : Densités de mondes

La densité moyenne d'un corps est égale à sa masse divisée par son volume. Pour une sphère, la densité est la suivante :

\[ \text{density }= \frac{\text{mass}}{ \frac{4}{3} \pi R^3} \nonumber\]

Les astronomes peuvent mesurer à la fois la masse et le rayon avec précision lorsqu'un vaisseau spatial survole un corps.

À l'aide des informations de ce chapitre, nous pouvons calculer la densité moyenne approximative de la Lune.

Solution

Pour une sphère,

\[ \text{density } = \frac{ \text{mass}}{\frac{4}{3} \pi R^3} = \frac{7.35 \times 10^{22} \text{ kg}}{4.2 \times 5.2 \times 10^{18} \text{ m}^3} = 3.4 \times 10^3 \text{ kg/m}^3 \nonumber\]

Le tableau\(9.1.1\) donne une valeur de 3,3 g/cm ³, soit 3,3 × 10 ³ kg/m ³.

Exercice\(\PageIndex{1}\)

À l'aide des informations de ce chapitre, calculez la densité moyenne de Mercure. Montrez votre travail. Votre calcul est-il conforme au chiffre que nous donnons dans ce chapitre ?

Réponse

\[ \text{density } = \frac{ \text{mass}}{ \frac{4}{3} \pi R^3} = \frac{3.3 \times 10^{23} \text{ kg}}{ 4.2 \times 1.45 \times 10^{19} \text{ m}^3} = 5.4 \times 10^3 \text{ kg/m}^3 \nonumber\]

Cela correspond à la valeur donnée dans le tableau\(9.1.1\) lorsque g/cm ³ est converti en kg/m ³.

L'étrange rotation de Mercure

Les études visuelles des marques superficielles indistinctes de Mercure indiquaient autrefois que la planète gardait une face face au Soleil (comme la Lune le fait pour la Terre). Ainsi, pendant de nombreuses années, il a été largement admis que la période de rotation de Mercure était égale à sa période de révolution de 88 jours, rendant un côté constamment chaud tandis que l'autre était toujours froid.

Les observations radar de Mercure au milieu des années 1960 ont toutefois montré de manière concluante que Mercure ne maintient pas un côté fixé vers le Soleil. Lorsqu'une planète tourne, un côté semble s'approcher de la Terre tandis que l'autre s'en éloigne. Le décalage Doppler qui en résulte étale ou élargit la fréquence précise des ondes radar transmises dans une gamme de fréquences du signal réfléchi (Figure\(\PageIndex{2}\)). Le degré d'élargissement fournit une mesure précise du taux de rotation de la planète.

Figure Le radar\(\PageIndex{2}\) Doppler mesure la rotation. Lorsqu'un faisceau radar est réfléchi par une planète en rotation, le mouvement d'un côté du disque de la planète vers nous et de l'autre côté qui s'éloigne de nous provoque des décalages Doppler dans le signal réfléchi. L'effet est de provoquer à la fois un décalage vers le rouge et un décalage vers le bleu, élargissant ainsi la diffusion des fréquences dans le faisceau radio.

La période de rotation de Mercure (le temps qu'il faut pour tourner par rapport aux étoiles lointaines) est de 59 jours, soit seulement les deux tiers de la période de révolution de la planète. Par la suite, les astronomes ont découvert qu'une situation où le spin et l'orbite d'une planète (son année) se situent dans un rapport de 2:3 s'avère stable. (Voir l'encadré ci-dessous pour en savoir plus sur les effets d'une si longue journée sur Mercure.)

Mercure étant proche du Soleil, il fait très chaud du côté de la lumière du jour ; mais comme il n'y a pas d'atmosphère appréciable, il fait étonnamment froid pendant les longues nuits. La température à la surface grimpe à 700 K (430 °C) à midi. Après le coucher du soleil, la température baisse, atteignant 100 K (—170 °C) juste avant l'aube. (Il fait encore plus froid dans les cratères situés près des pôles qui ne reçoivent aucune lumière solaire.) La plage de température sur Mercure est donc de 600 K (ou 600 °C), soit une différence plus importante que sur toute autre planète.

QUELLE DIFFÉRENCE UNE JOURNÉE PEUT FAIRE

Mercure tourne trois fois sur deux orbites autour du Soleil. C'est la seule planète qui présente cette relation entre sa rotation et son orbite, et cela a des conséquences intéressantes pour tous les observateurs qui pourraient un jour être stationnés à la surface de Mercure.

Ici sur Terre, nous prenons pour acquis que les jours sont beaucoup plus courts que les années. Par conséquent, les deux manières astronomiques de définir le « jour » local, à savoir combien de temps la planète met à tourner et combien de temps le Soleil met pour revenir à la même position dans le ciel, sont les mêmes sur Terre à des fins pratiques. Mais ce n'est pas le cas sur Mercure. Alors que Mercure tourne (tourne une fois) en 59 jours terrestres, le temps nécessaire au Soleil pour revenir au même endroit dans le ciel de Mercure s'avère être de deux années Mercure, soit 176 jours terrestres. (Notez que ce résultat n'est pas intuitivement évident, alors ne vous inquiétez pas si vous ne l'avez pas trouvé.) Ainsi, si un jour à midi une exploratrice de Mercure suggère à son compagnon de se retrouver à midi le lendemain, cela pourrait signifier un très long décalage !

Pour rendre les choses encore plus intéressantes, rappelons que Mercure a une orbite excentrique, ce qui signifie que sa distance par rapport au Soleil varie considérablement au cours de chaque année mercurienne. Selon la loi de Kepler, la planète se déplace le plus rapidement sur son orbite lorsqu'elle est la plus proche du Soleil. Examinons comment cela affecte la façon dont nous verrions le Soleil dans le ciel au cours d'un cycle de 176 jours terrestres. Nous examinerons la situation comme si nous nous trouvions à la surface de Mercure, au centre d'un bassin géant que les astronomes appellent Caloris (Figure\(\PageIndex{4}\)).

À l'emplacement de Caloris, Mercure est le plus éloigné du Soleil au lever du soleil ; cela signifie que le Soleil levant paraît plus petit dans le ciel (bien que sa taille soit toujours plus de deux fois supérieure à celle qu'il apparaît sur Terre). À mesure que le Soleil s'élève de plus en plus haut, il paraît de plus en plus grand ; Mercure se rapproche maintenant du Soleil sur son orbite excentrique. Dans le même temps, le mouvement apparent du Soleil ralentit alors que le mouvement plus rapide de Mercure en orbite commence à rattraper sa rotation.

À midi, le Soleil est maintenant trois fois plus grand qu'il n'y paraît depuis la Terre et est suspendu presque immobile dans le ciel. À mesure que l'après-midi avance, le Soleil apparaît de plus en plus petit et se déplace de plus en plus vite dans le ciel. Au coucher du soleil, une année pleine de Mercure (ou 88 jours terrestres après le lever du soleil), le Soleil retrouve sa plus petite taille apparente lorsqu'il plonge hors de vue. Ensuite, il faudra encore un an à Mercure avant que le soleil ne se lève à nouveau. (D'ailleurs, les levers et couchers de soleil sont beaucoup plus soudains sur Mercure, car il n'y a aucune atmosphère susceptible de dévier ou de diffuser les rayons du soleil.)

Les astronomes appellent des lieux tels que le bassin de Caloris les « longitudes chaudes » de Mercure parce que le Soleil est le plus proche de la planète à midi, juste au moment où il reste au-dessus de la Terre pendant de nombreux jours sur Terre. Cela fait de ces zones les endroits les plus chauds de Mercure.

Nous évoquons tout cela non pas parce que les détails exacts de ce scénario sont si importants, mais pour illustrer combien de choses que nous tenons pour acquises sur Terre ne sont pas les mêmes sur d'autres mondes. Comme nous l'avons déjà mentionné, l'un des meilleurs avantages d'un cours d'astronomie devrait être de vous débarrasser à jamais de tout « chauvinisme terrestre » que vous pourriez avoir. La façon dont les choses se passent sur notre planète n'est qu'une des nombreuses façons dont la nature peut organiser la réalité.

La surface de Mercure

Le premier examen rapproché de Mercure a eu lieu en 1974, lorsque le vaisseau spatial américain Mariner 10 est passé à 9 500 kilomètres de la surface de la planète et a transmis plus de 2 000 photographies à la Terre, révélant des détails avec une résolution allant jusqu'à 150 mètres. Par la suite, la planète a été cartographiée de manière très détaillée par la sonde MESSENGER, qui a été lancée en 2004 et a effectué plusieurs survols de la Terre, de Vénus et de Mercure avant de se mettre en orbite autour de Mercure en 2011. Il a pris fin à sa vie en 2015, lorsqu'il a reçu l'ordre de s'écraser à la surface de la planète.

La surface de Mercure ressemble fortement à la Lune en apparence (Figure\(\PageIndex{3}\) et Figure\(\PageIndex{4}\)). Il est recouvert de milliers de cratères et de bassins plus grands pouvant atteindre 1 300 kilomètres de diamètre. Certains des cratères les plus lumineux sont rayés, comme Tycho et Copernic sur la Lune, et nombre d'entre eux ont des sommets centraux. Il y a aussi des escarpements (falaises) de plus d'un kilomètre de haut et des centaines de kilomètres de long, ainsi que des crêtes et des plaines.

Les instruments MESSENGER ont mesuré la composition de la surface et cartographié l'activité volcanique L'une de ses découvertes les plus importantes a été la vérification de la présence de glace d'eau (détectée pour la première fois par radar) dans des cratères proches des pôles, comme c'est le cas sur la Lune, et la découverte inattendue de composés organiques (riches en carbone) mélangés à de la glace d'eau.

Les scientifiques travaillant à partir des données de la mission MESSENGER ont assemblé un globe rotatif de Mercure, de fausse couleur, montrant certaines des variations de la composition de la surface de la planète. Tu peux le regarder tourner.

Figure\(\PageIndex{3}\) La topographie de l'hémisphère nord de Mercure est cartographiée de manière très détaillée à partir des données de MESSENGER. Les régions les plus basses sont affichées en violet et en bleu, et les régions les plus hautes sont affichées en rouge. La différence d'altitude entre les régions les plus basses et les plus hautes illustrées ici est d'environ 10 kilomètres. Les cratères de faible altitude ombragés en permanence près du pôle nord contiennent de la glace d'eau brillante comme un radar. (source : modification des travaux de la NASA, du laboratoire de physique appliquée de l'université Johns Hopkins/de la Carnegie Institution de Washington)

Figure\(\PageIndex{4}\) Ce bassin d'impact partiellement inondé est le plus grand élément structurel connu sur Mercure. Les plaines lisses de l'intérieur du bassin ont une superficie de près de deux millions de kilomètres carrés. Comparez cette photo avec [lien], le bassin oriental sur la Lune. (crédit : NASA/Laboratoire de physique appliquée de l'université Johns Hopkins/Carnegie Institution de Washington)

La plupart des caractéristiques mercuriennes ont été nommées en l'honneur d'artistes, d'écrivains, de compositeurs et d'autres contributeurs aux arts et aux sciences humaines, contrairement aux scientifiques commémorés sur la Lune. Parmi les cratères nommés figurent Bach, Shakespeare, Tolstoï, Van Gogh et Scott Joplin.

Il n'existe aucune preuve de tectonique des plaques sur Mercure. Cependant, les longs escarpements caractéristiques de la planète peuvent parfois être vus en train de traverser les cratères ; cela signifie que les escarpements doivent s'être formés plus tard que les cratères (Figure\(\PageIndex{5}\)). Ces longues falaises incurvées semblent avoir pour origine la légère compression de la croûte de Mercure. Apparemment, à un moment de son histoire, la planète s'est rétrécie, froissant la croûte, et elle a dû le faire après la formation de la plupart des cratères de sa surface.

Si la chronologie standard des cratères s'applique à Mercure, ce rétrécissement doit avoir eu lieu au cours des 4 derniers milliards d'années et non au début de la période de bombardements intensifs du système solaire.

Figurine\(\PageIndex{5}\) Discovery Scarp sur Mercure. Cette longue falaise, haute de près d'un kilomètre et longue de plus de 100 kilomètres, traverse plusieurs cratères. Les astronomes concluent que la compression qui a créé de telles « rides » à la surface de la planche a dû avoir lieu après la formation des cratères. (source : modification d'un travail par la NASA/JPL/Northwestern University)

L'origine du mercure

Le problème que pose la compréhension de la formation de Mercure est l'inverse du problème posé par la composition de la Lune. Nous avons vu que, contrairement à la Lune, Mercure est principalement composée de métal. Cependant, les astronomes pensent que Mercure aurait dû se former avec à peu près le même rapport métal/silicate que celui trouvé sur Terre ou sur Vénus. Comment a-t-elle perdu autant de ses matériaux rocheux ?

L'explication la plus probable de la perte de silicate de Mercure est peut-être similaire à celle de l'absence de noyau métallique sur la Lune. Le mercure a probablement subi plusieurs impacts géants très tôt dans sa jeunesse, et l'un ou plusieurs d'entre eux ont peut-être arraché une fraction de son manteau et de sa croûte, laissant un corps dominé par son noyau de fer.

Vous pouvez suivre certaines des dernières recherches de la NASA sur Mercure et voir des animations utiles sur la page Web de MESSENGER.

Aujourd'hui, les astronomes reconnaissent que les débuts du système solaire étaient un lieu chaotique, les derniers stades de la formation de la planète étant caractérisés par des impacts d'une grande violence. Certains objets de masse planétaire ont été détruits, alors que d'autres auraient pu se fragmenter puis se reformer, peut-être plus d'une fois. La Lune et Mercure, avec leurs étranges compositions, témoignent des catastrophes qui ont dû caractériser le système solaire durant sa jeunesse.

Résumé

Mercure est la planète la plus proche du Soleil et celle qui se déplace le plus rapidement. Mercure est similaire à la Lune en ce qu'il a une surface fortement cratérisée et qu'il n'y a pas d'atmosphère, mais il se distingue par son très gros noyau métallique. Au début de son évolution, il a apparemment perdu une partie de son manteau de silicate, probablement en raison d'un ou de plusieurs impacts géants. De longues éraflures à sa surface témoignent d'une compression globale de la croûte de Mercure au cours des 4 derniers milliards d'années.

Notes

¹ Souvenez-vous du chapitre sur les radiations et les spectres que le magnétisme est un effet du mouvement des charges électriques. Dans les atomes de métaux, les électrons extérieurs sont plus faciles à déloger et peuvent former un courant lorsque le métal est sous forme liquide et peut s'écouler.