Mercure, la planète la plus intérieure et la plus petite du système solaire, est un corps rocheux caractérisé par une atmosphère ténue et une gravité de surface dépassant légèrement celle de Mars. Sa surface fortement cratérisée, qui rappelle la Lune terrestre, présente un vaste système de rupes formés par des failles de chevauchement, ainsi que d'importants systèmes de rayons brillants provenant d'éjectas. La plus grande caractéristique d'impact de la planète, Caloris Planitia, mesure 1 550 km (960 mi) de diamètre, soit environ un tiers du diamètre total de Mercure (4 880 km ou 3 030 mi). En raison de son orbite la plus intérieure, Mercure apparaît systématiquement à proximité du Soleil du point de vue de la Terre, se manifestant soit comme une « étoile du matin », soit comme une « étoile du soir ». De plus, les missions interplanétaires vers ou depuis Mercure nécessitent les dépenses delta-v les plus élevées par rapport à toute autre planète du système solaire.
Mercure est la première planète à partir du Soleil et la plus petite du système solaire. C'est une planète rocheuse avec une atmosphère infime et une gravité de surface légèrement supérieure à celle de Mars. La surface de Mercure est similaire à la Lune terrestre, étant cratérisée, avec un vaste système de rupes généré par des failles de poussée et des systèmes de rayons brillants formés par des éjectas. Son plus grand cratère, Caloris Planitia, a un diamètre de 1 550 km (960 mi), soit environ un tiers du diamètre de la planète (4 880 km ou 3 030 mi). Étant la planète en orbite la plus inférieure, elle apparaît toujours près du Soleil dans le ciel terrestre, soit comme « étoile du matin », soit comme « étoile du soir ». C'est la planète avec le delta-v le plus élevé requis pour les voyages depuis la Terre, ainsi que vers et depuis les autres planètes du système solaire.
Mercure présente une résonance spin-orbite de 3:2, où son année sidérale (88,0 jours terrestres) et son jour sidéral (58,65 jours terrestres) maintiennent un rapport précis. Cette résonance se traduit par un jour solaire (défini du lever au lever du soleil) sur Mercure d'une durée d'environ 176 jours terrestres, soit précisément le double de la durée de son année sidérale. Par conséquent, un hémisphère spécifique de Mercure connaît une lumière du jour continue pendant une année mercurienne (88 jours terrestres), suivie d'une période équivalente d'obscurité ininterrompue au cours de l'orbite suivante jusqu'au prochain lever du soleil. Au-dessus de sa surface, Mercure possède une exosphère extrêmement ténue et un faible champ magnétique capable de dévier les vents solaires. L'excentricité orbitale prononcée de la planète, associée à ces conditions atmosphériques, entraîne des variations significatives de l'intensité et de la température de la lumière solaire à la surface. Les régions équatoriales, par exemple, connaissent des températures allant de −170 °C (−270 °F) la nuit à 420 °C (790 °F) pendant la journée. L'inclinaison axiale minimale de Mercure garantit en outre que ses régions polaires restent dans une ombre perpétuelle, une condition qui implique fortement la présence potentielle de glace d'eau dans ses cratères.
Mercure, comme d'autres planètes du système solaire, est apparue il y a environ 4,5 milliards d'années. Diverses hypothèses concernant sa formation et son évolution existent, certaines postulant des scénarios impliquant des collisions avec des planétésimaux et une vaporisation ultérieure des roches. Depuis le début des années 2020, de nombreux aspects fondamentaux de l'histoire géologique de Mercure font toujours l'objet de recherches en cours ou attendent de nouvelles données des sondes spatiales. Le manteau très homogène de la planète suggère la présence d'un océan magmatique précoce, une caractéristique partagée avec la Lune. Les modèles contemporains proposent que la structure interne de Mercure comprend une croûte et un manteau de silicate solide, recouvrant un noyau externe solide, une couche centrale liquide plus profonde et un noyau interne solide. Les projections indiquent que Mercure, ainsi que Vénus, et potentiellement la Terre et la Lune, seront engloutis et détruits lorsque le Soleil passera à une phase de géante rouge dans environ sept à huit milliards d'années.
Historiquement, Mercure a été reconnue comme une planète classique, ou une « étoile errante », observée dans diverses civilisations. Sa désignation anglaise dérive de l'ancienne divinité romaine Mercurius, qui présidait au commerce et aux communications et servait de messager des dieux. Le premier survol réussi de Mercure a été réalisé par Mariner 10 en 1974, suivi de missions d'exploration ultérieures menées par les orbiteurs MESSENGER et BepiColombo.
Nomenclature
Historiquement, Mercure était identifiée par des appellations distinctes basées sur son apparence comme étoile du soir ou étoile du matin. Vers 350 avant JC, les astronomes grecs antiques avaient unifié ces observations, les reconnaissant comme un seul corps céleste. Ils appelaient la planète Στίλβων Stilbōn, signifiant « scintillement », et Ἑρμής Hermēs, une désignation reflétant son mouvement céleste rapide, qui persiste dans le grec moderne sous le nom de Ερμής Ermis. Les Romains ont ensuite nommé la planète Mercurius (Mercure), d'après leur dieu messager aux pieds rapides, qu'ils associaient au grec Hermès. Cette nomenclature a été choisie en raison de la vitesse sans précédent de Mercure dans le ciel par rapport aux autres planètes, bien que certains récits historiques, comme ceux de Pline l'Ancien, indiquent une association alternative avec Apollon. Le symbole astronomique de Mercure, ☿, est une représentation stylisée du caducée d'Hermès, avec une croix chrétienne apposée au XVIe siècle.
Caractéristiques physiques
Mercure est classée parmi les quatre planètes telluriques du système solaire, ce qui signifie qu'elle est composée d'un corps rocheux analogue à la Terre. Avec un rayon équatorial de 2 439,7 kilomètres (1 516,0 mi), elle a la particularité d'être la plus petite planète. Notamment, Mercure est dimensionnellement plus petite que les plus grands satellites naturels du système solaire, Ganymède et Titan, mais possède une masse plus grande. Sa composition est d'environ 70 % de métal et 30 % de silicate.
Structure interne
La structure interne de Mercure semble être constituée d'une croûte et d'un manteau de silicate solide, recouvrant un système central complexe qui comprend une couche externe métallique solide, une couche liquide plus profonde et un noyau interne solide. La composition précise de ce noyau riche en fer reste incertaine, même si on pense qu'il contiendrait du nickel, du silicium, potentiellement du soufre et du carbone, en plus de traces d'autres éléments. Avec une densité de 5,427 g/cm3, Mercure possède la deuxième densité la plus élevée du système solaire, à peine inférieure à celle de la Terre (5,515 g/cm3). Si les effets de la compression gravitationnelle étaient supprimés des deux planètes, les matériaux constitutifs de Mercure présenteraient une densité intrinsèque plus élevée que celle de la Terre, avec une densité non compressée de 5,3 g/cm§45§ contre 4,4 g/cm§67§ pour la Terre. Cette haute densité offre des informations essentielles sur l'intérieur de Mercure. Alors que la densité substantielle de la Terre est considérablement influencée par la compression gravitationnelle, en particulier au sein de son noyau, Mercure est considérablement plus petite, ce qui entraîne une compression interne moindre. Par conséquent, pour atteindre une densité aussi élevée, le noyau de Mercure doit être à la fois grand et riche en fer.
Sur la base de modèles intérieurs contraints par un facteur de moment d'inertie de 0,346±0,014, le rayon du noyau de Mercure est estimé à 2 020 ± 30 km (1 255 ± 19 mi). Par conséquent, le noyau de Mercure occupe environ 57 % de son volume total, une proportion nettement plus élevée que les 17 % de la Terre. Des recherches publiées en 2007 suggèrent en outre la présence d'un noyau fondu. La couche combinée manteau-croûte a une épaisseur de 420 km (260 mi). Les estimations de l'épaisseur spécifique de la croûte varient ; les données des sondes Mariner 10 et MESSENGER indiquent une épaisseur de 35 km (22 mi), alors qu'un modèle d'isostasie d'Airy propose 26 ± 11 km (16,2 ± 6,8 mi). Une caractéristique distinctive de la surface de Mercure est la présence de nombreuses crêtes étroites, qui peuvent s'étendre sur plusieurs centaines de kilomètres. On suppose que ces caractéristiques se sont formées lorsque le noyau et le manteau de Mercure se sont refroidis et se sont contractés après que la croûte se soit déjà solidifiée.
Le noyau de Mercure présente une teneur en fer plus élevée que celle de toute autre planète du système solaire, un phénomène pour lequel plusieurs théories ont été proposées. L'hypothèse la plus largement acceptée suggère que Mercure possédait initialement un rapport métal-silicate similaire aux météorites chondrites communes, considérées comme représentatives du matériau rocheux du système solaire, et une masse environ 2,25 fois sa masse actuelle. Au début de l'histoire du système solaire, Mercure aurait été frappé par un planétésimal d'une masse d'environ 1⁄6 de la masse actuelle de Mercure et de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Cet impact aurait détruit une partie substantielle de la croûte et du manteau d'origine, laissant le noyau comme composant relativement dominant. Un processus comparable, connu sous le nom d'hypothèse de l'impact géant, a été avancé pour expliquer la formation de la Lune sur Terre.
Alternativement, Mercure pourrait s'être formée à partir de la nébuleuse solaire avant que la production d'énergie du Soleil ne se soit stabilisée. Dans ce scénario, Mercure aurait initialement possédé le double de sa masse actuelle. Cependant, à mesure que le protosune se contractait, les températures près de Mercure auraient pu varier entre 2 500 et 3 500 K, atteignant potentiellement des extrêmes de 10 000 K. Une chaleur aussi intense aurait vaporisé une partie importante de la roche de surface de Mercure, créant une atmosphère de « vapeur de roche » que le vent solaire a ensuite dispersée. Une troisième hypothèse propose que la traînée exercée par la nébuleuse solaire sur les particules en accrétion ait provoqué la perte de matériaux plus légers de la masse accumulée, empêchant ainsi leur incorporation dans Mercure.
Chacune de ces hypothèses prédit une composition de surface distincte, ce qui a incité au déploiement de deux missions spatiales pour mener des analyses d'observation. Le premier, MESSENGER, qui a conclu sa mission en 2015, a détecté des niveaux inattendus de potassium et de soufre à la surface. Ces découvertes remettent en question à la fois l’hypothèse de l’impact géant et la théorie de la vaporisation de la croûte et du manteau, car les températures extrêmes associées à de tels événements auraient probablement expulsé ces éléments volatils. La mission BepiColombo, dont l'arrivée sur Mercure est prévue en 2026, entreprendra d'autres observations pour tester rigoureusement ces hypothèses. L'analyse des données préliminaires semble soutenir la troisième hypothèse ; cependant, une évaluation complète des données collectées est toujours nécessaire.
Géologie de surface
La surface de Mercure ressemble à celle de la Lune, caractérisée par de vastes plaines ressemblant à des mares et d'importants cratères, suggérant une période prolongée d'inactivité géologique s'étalant sur des milliards d'années. Cependant, sa surface présente une plus grande hétérogénéité par rapport à Mars ou à la Lune, qui présentent toutes deux d'importantes régions de formations géologiques uniformes, notamment des mers et des plateaux. Les caractéristiques d'albédo désignent des régions possédant des niveaux de réflectivité distincts, englobant les cratères d'impact, leurs éjectas associés et des systèmes de rayons proéminents. Les caractéristiques d'albédo expansives sont généralement associées aux plaines présentant une réflectivité élevée. Les éléments topographiques sur Mercure comprennent des crêtes ridées (dorsa), des hauts plateaux lunaires, des montagnes (montes), des plaines (planitiae), des escarpements (rupes) et des vallées (valles).
Le manteau de la planète présente une hétérogénéité chimique, ce qui implique une phase historique précoce caractérisée par un océan magmatique mondial. La cristallisation minérale et le renversement convectif qui a suivi ont conduit à la formation d'une croûte en couches chimiquement diversifiée, manifestant des variations superficielles significatives de la composition chimique. La croûte présente une faible teneur en fer mais est riche en soufre, conséquence de conditions chimiquement réductrices précoces plus prononcées que celles observées sur d'autres planètes telluriques. La composition de la surface est principalement caractérisée par du pyroxène et de l'olivine pauvres en fer, en particulier de l'enstatite et de la forstérite, complétés par du plagioclase riche en sodium et par divers minéraux comprenant du magnésium, du calcium et du sulfure de fer. De plus, les zones crustales moins réfléchissantes présentent des concentrations élevées de carbone, plus vraisemblablement sous forme de graphite.
La nomenclature des caractéristiques de la surface mercurienne provient de diverses sources et adhère au système de nomenclature planétaire de l'Union astronomique internationale (IAU). Les noms personnels sont exclusivement attribués aux personnes décédées. Les cratères reçoivent des appellations honorant des artistes, musiciens, peintres et auteurs reconnus pour leurs contributions exceptionnelles ou fondamentales à leurs disciplines respectives. Les crêtes, appelées dorsa, portent le nom de scientifiques qui ont fait progresser l'étude de Mercure. Les dépressions, ou fosses, portent les noms d'œuvres architecturales. Les montes sont dérivés du terme « chaud » dans divers contextes linguistiques. Les plaines, ou planitiae, portent le nom de Mercure dans différentes langues. Les escarpements, ou rupēs, commémorent les navires des expéditions scientifiques. Les vallées, ou valles, sont désignées d'après d'anciennes villes, villages ou colonies abandonnées.
Bassins d'impact et cratères
Mercure a subi un bombardement intense de comètes et d'astéroïdes pendant et immédiatement après sa formation il y a environ 4,6 milliards d'années, et potentiellement lors d'un événement ultérieur distinct connu sous le nom de bombardement lourd tardif, qui s'est terminé il y a 3,8 milliards d'années. Au cours de cette ère de formation prolifique de cratères, des impacts se sont produits sur toute la surface de Mercure, un processus exacerbé par l'absence d'une atmosphère capable de ralentir les impacteurs entrants. Parallèlement, Mercure a présenté une activité volcanique, conduisant au remplissage de bassins par du magma et à la création de plaines lisses analogues aux mers lunaires. Parmi ses cratères distinctifs se trouve Apollodorus, familièrement appelé « l'Araignée », caractérisé par une série de creux rayonnants émanant de son site d'impact central.
Les cratères mercuriens varient considérablement en diamètre, englobant de petites dépressions en forme de bol et des bassins d'impact à anneaux multiples s'étendant sur des centaines de kilomètres. Ces caractéristiques présentent un spectre de dégradation, depuis des cratères rayés relativement vierges jusqu'à des vestiges largement érodés. Une distinction subtile entre les cratères mercuriens et lunaires réside dans la zone considérablement plus petite couverte par leurs couvertures d'éjectas, attribuable à la gravité de surface plus puissante de Mercure. Conformément aux règlements de l'Union astronomique internationale, les cratères nouvellement désignés doivent porter le nom d'artistes célèbres depuis plus de cinquante ans et décédés depuis plus de trois ans avant la date officielle de dénomination du cratère.
Le cratère connu le plus étendu est Caloris Planitia, également appelé bassin Caloris, mesurant 1 550 km (960 mi) de diamètre. L'impact colossal responsable de la formation du bassin de Caloris a déclenché des éruptions de lave et a abouti à la formation d'un anneau montagneux concentrique, d'environ 2 km (1,2 mi) de hauteur, encerclant la structure d'impact. Le fond du bassin est caractérisé par une plaine plate et géologiquement distincte, segmentée par des crêtes et des fractures formant une configuration approximative polygonale. L'origine précise de ces éléments, qu'il s'agisse de coulées de lave volcaniques déclenchées par l'impact ou d'une nappe importante de fonte d'impact, reste indéterminée.
Diamétralement opposé au bassin de Caloris se trouve une région importante à la topographie distinctive et vallonnée connue sous le nom de « terrain étrange ». Une hypothèse importante postule que sa formation résulte d'ondes de choc provenant de l'impact Caloris, qui se sont propagées à travers Mercure et ont convergé à l'antipode du bassin (à 180 degrés de distance), induisant ainsi des contraintes importantes qui ont fracturé la surface planétaire. Une théorie alternative propose que ce terrain se soit développé à partir de l'accumulation et de la convergence de matériaux d'éjectas à l'antipode du bassin.
Au total, 46 bassins d'impact ont été répertoriés à la surface de Mercure. Parmi ceux-ci, le bassin de Tolstoï se distingue par une structure multi-anneaux, mesurant 400 km (250 mi) de largeur, comportant une couverture d'éjectas qui s'étend jusqu'à 500 km (310 mi) de sa périphérie, et un fond ensuite rempli de dépôts de plaines lisses. Le bassin de Beethoven présente une étendue de couverture d'éjecta comparable et possède un diamètre de jante de 625 km (388 mi). Tout comme la surface lunaire, l'extérieur de Mercure a probablement subi les effets des phénomènes d'altération spatiale, incluant l'érosion éolienne solaire et le bombardement de micrométéorites.
Plaines
La surface de Mercure présente deux catégories de plaines géologiquement distinctes. Les surfaces visibles les plus anciennes sont caractérisées par des plaines vallonnées légèrement vallonnées situées dans les régions inter-cratères, antérieures au terrain fortement cratérisé. Ces plaines inter-cratères montrent des preuves d'avoir obscurci de nombreuses structures d'impact plus anciennes et sont particulièrement déficientes en cratères plus petits, en particulier ceux de moins de 30 km (19 mi) de diamètre environ.
Les plaines lisses constituent de vastes étendues planes qui occupent des dépressions de dimensions variables, affichant une similitude morphologique notable avec les mers lunaires. Cependant, contrairement aux mers lunaires, les plaines lisses de Mercure possèdent un albédo cohérent avec celui des anciennes plaines inter-cratères. Bien que les caractéristiques volcaniques définitives ne soient pas toujours apparentes, la répartition spatiale et la morphologie arrondie et lobée caractéristique de ces plaines fournissent des preuves substantielles d'une genèse volcanique. La formation de toutes les plaines lisses sur Mercure est postérieure de loin au bassin de Caloris, une conclusion étayée par leurs densités de cratères nettement inférieures à celles de la couverture d'éjecta de Caloris.
Caractéristiques de compression
Une caractéristique distinctive de la surface de Mercure est la prévalence de nombreux plis de compression, ou rupes, qui traversent ses plaines. Bien que des structures similaires soient présentes sur la Lune, elles sont considérablement plus prononcées sur Mercure. Le refroidissement et la contraction ultérieure de l'intérieur de Mercure ont conduit à une déformation de la surface, se manifestant par des crêtes ridées et des escarpements lobés liés aux failles de chevauchement. Ces escarpements peuvent atteindre des longueurs allant jusqu'à 1 000 km (620 mi) et des hauteurs de 3 km (1,9 mi). La superposition de ces caractéristiques de compression sur d'autres formations géologiques, notamment des cratères et des plaines lisses, signifie leur origine plus récente. La cartographie géologique de ces caractéristiques indique une contraction radiale totale estimée de Mercure allant d'environ 1 à 7 km (0,62 à 4,35 mi). La majorité de l'activité associée aux principaux systèmes de poussée a probablement cessé il y a environ 3,6 à 3,7 milliards d'années. Cependant, la découverte d'escarpements de failles de chevauchement à petite échelle, mesurant des dizaines de mètres de hauteur et plusieurs kilomètres de longueur, qui semblent avoir moins de 50 millions d'années, suggère une compression interne continue et une activité géologique de surface qui en résulte.
Volcanisme
Des preuves suggèrent l'apparition de coulées pyroclastiques sur Mercure, provenant de volcans boucliers à profil bas. Cinquante et un dépôts pyroclastiques distincts ont été catalogués, dont 90 % sont situés dans des cratères d'impact. L'analyse des niveaux de dégradation des cratères d'impact contenant ces dépôts pyroclastiques indique que l'activité pyroclastique sur Mercure a persisté pendant une période géologique prolongée.
Dans le bord sud-ouest du bassin de Caloris, une « dépression sans rebord » englobe au moins neuf cheminées volcaniques superposées, chacune mesurant jusqu'à 8 km (5,0 mi) de diamètre. Cette configuration représente donc un « volcan composé ». Les planchers de ces évents se trouvent à au moins 1 km (0,62 mi) sous leurs bords et présentent des caractéristiques morphologiques plus proches des cratères volcaniques formés par des éruptions explosives ou altérées par l'effondrement dans des vides souterrains résultant du retrait du magma dans des conduits. Même si l'âge précis de ce système complexe volcanique n'a pas pu être quantifié de manière définitive, les chercheurs ont estimé son âge à l'ordre d'un milliard d'années.
Conditions de surface et exosphère
La température de surface de Mercure fluctue considérablement, s'étendant de 100 à 700 K (-173 à 427 °C ; -280 à 800 °F). Aux pôles, les températures restent inférieures à 180 K (−93 °C), conséquence de l'absence d'atmosphère sur la planète et du gradient thermique prononcé entre ses régions équatoriales et polaires. Pendant le périhélie, le point subsolaire équatorial, situé à 0°W ou 180°W de longitude, peut atteindre environ 700 K. A l'inverse, à l'aphélie, ce point se déplace vers 90° ou 270°W et atteint un maximum de seulement 550 K. La face nocturne de la planète connaît des températures moyennes de 110 K (−163 °C). L'insolation solaire à la surface de Mercure varie de 4,59 à 10,61 fois la constante solaire (1 370 W·m−2).
Malgré les températures diurnes généralement extrêmes à la surface de Mercure, des preuves d'observation substantielles indiquent la présence de glace d'eau. Dans les cratères profonds des pôles, l’éclairage solaire direct est absent, maintenant les températures en dessous de 102 K, ce qui est nettement plus froid que la moyenne planétaire. De telles conditions créent un piège froid propice à l’accumulation de glace. La glace d'eau présente une forte réflectivité radar ; par conséquent, les observations menées au début des années 1990 par le radar du système solaire Goldstone de 70 mètres et le VLA ont identifié des régions de forte réflexion radar près des pôles. Bien que d'autres facteurs puissent contribuer à ces zones réfléchissantes, les astronomes ont considéré la glace d'eau comme l'explication la plus probable. La confirmation ultérieure de la présence de glace d'eau a eu lieu grâce à l'analyse d'images MESSENGER représentant des cratères au pôle Nord.
La glace dans ces régions de cratères polaires est estimée entre 1014 et 1015 kg, potentiellement protégée de la sublimation par une couche sus-jacente de régolithe. Pour rappel, la calotte glaciaire de l'Antarctique terrestre possède une masse d'environ 4×1018 kg, tandis que la calotte polaire sud martienne contient environ 1016 kg d'eau. L'origine précise de la glace de Mercure reste indéterminée ; cependant, les deux sources les plus plausibles sont le dégazage de l'eau de l'intérieur de la planète et les dépôts via des impacts cométaires.
En raison de sa petite taille et de ses températures élevées, l'attraction gravitationnelle de Mercure est insuffisante pour maintenir une atmosphère substantielle sur des durées prolongées ; au lieu de cela, il possède une exosphère ténue délimitée en surface avec une pression de surface généralement inférieure à 0,5 nPa (0,005 picobars). Cette exosphère comprend divers éléments, dont l'hydrogène, l'hélium, l'oxygène, le sodium, le calcium, le potassium, le magnésium, le silicium et l'hydroxyde. L’exosphère est intrinsèquement instable, avec des atomes constamment perdus puis reconstitués provenant de diverses origines. Les atomes d'hydrogène et d'hélium proviennent probablement du vent solaire, qui se diffuse dans la magnétosphère de Mercure avant de finalement s'échapper dans l'espace. La désintégration radioactive des éléments de la croûte contribue également à la présence d'hélium, de sodium et de potassium. De la vapeur d'eau est également détectée, provenant d'une confluence de processus : impacts cométaires à la surface, pulvérisation qui génère de l'eau à partir de l'hydrogène du vent solaire et de l'oxygène des roches, et sublimation à partir de réservoirs de glace d'eau situés dans des cratères polaires ombragés en permanence. La découverte de quantités importantes d'ions liés à l'eau, tels que O+, OH− et H§67§O+, s'est avérée inattendue. Compte tenu des concentrations observées de ces ions dans l'environnement spatial de Mercure, les scientifiques émettent l'hypothèse que ces molécules sont éjectées de la surface ou de l'exosphère par le vent solaire.
Le sodium, le potassium et le calcium ont été identifiés dans l'atmosphère de Mercure entre les années 1980 et 1990, principalement attribués à la vaporisation de la roche de surface causée par les impacts de micrométéorites, y compris les contributions de la comète Encke. En 2008, la mission MESSENGER a détecté du magnésium. Les recherches suggèrent que les émissions de sodium se concentrent occasionnellement aux endroits correspondant aux pôles magnétiques de la planète. Une telle localisation implique une interaction entre la magnétosphère de Mercure et sa surface.
La NASA affirme que Mercure ne convient pas à une vie semblable à celle de la Terre. Cette inadéquation découle de son exosphère limitée à la surface plutôt que d'une atmosphère en couches, de conditions thermiques extrêmes et d'un rayonnement solaire intense. Il est improbable qu’une forme de vie connue puisse supporter un tel environnement. Néanmoins, certaines régions souterraines de Mercure pourraient avoir été autrefois habitables, abritant potentiellement des micro-organismes primitifs.
Champ magnétique et magnétosphère
Malgré sa petite taille et sa période de rotation prolongée de 59 jours, Mercure possède un champ magnétique substantiel, apparemment global. Les données acquises par Mariner 10 indiquent que son intensité est proche de 1,1 % du champ magnétique terrestre. L'intensité du champ magnétique équatorial mesure environ 300 nT. Analogue à celui de la Terre, le champ magnétique de Mercure présente une configuration dipolaire étroitement alignée sur l'axe de rotation de la planète, avec une inclinaison dipolaire de 10°, contrastant avec celle de la Terre de 11°. Les observations des sondes spatiales Mariner 10 et MESSENGER ont systématiquement démontré la stabilité de la force et de la morphologie de son champ magnétique.
La genèse de ce champ magnétique proviendrait d'un mécanisme dynamo, semblable à celui responsable de la magnétosphère terrestre. On suppose qu’une telle dynamo proviendrait de la convection au sein du noyau en fusion riche en fer de la planète. On pense qu'un réchauffement prononcé des marées, induit par l'excentricité orbitale substantielle de Mercure, maintient une partie du noyau dans la phase liquide requise pour ce processus dynamo.
Le champ magnétique de Mercure est suffisamment robuste pour détourner le vent solaire, formant ainsi une magnétosphère autour de la planète. La magnétosphère de la planète, malgré sa petite échelle capable d'être contenue dans le volume de la Terre, possède une force suffisante pour piéger le plasma du vent solaire. Ce phénomène contribue aux processus d’altération spatiale affectant la surface planétaire. Les données acquises par le vaisseau spatial Mariner 10 ont révélé la présence de ce plasma de faible énergie dans la région nocturne de la magnétosphère de la planète. La détection d'éclats de particules énergétiques dans la magnétoqueue de la planète témoigne de la nature dynamique de sa magnétosphère.
Le 6 octobre 2008, lors de son deuxième survol planétaire, MESSENGER a révélé que le champ magnétique de Mercure présente une perméabilité significative. La sonde a détecté des « tornades » magnétiques (des faisceaux hélicoïdaux de lignes de champ magnétique reliant la magnétosphère planétaire à l'espace interplanétaire) mesurant jusqu'à 800 km de largeur, soit l'équivalent d'un tiers du rayon de la planète. Ces tubes de flux magnétique alambiqués, officiellement appelés événements de transfert de flux, créent des ouvertures dans la défense magnétique de la planète, permettant au vent solaire de pénétrer et d'impacter directement la surface de Mercure par reconnexion magnétique. Un phénomène analogue se produit dans la magnétosphère terrestre. Les observations de MESSENGER ont indiqué un taux de reconnexion à Mercure dix fois plus élevé que prévu, mais la proximité solaire de la planète n'explique qu'environ un tiers du taux de reconnexion documenté par MESSENGER.
Caractéristiques orbitales, rotation et longitude
Parmi toutes les planètes du système solaire, Mercure possède l'orbite la plus excentrique, caractérisée par une excentricité de 0,21, avec sa distance héliocentrique fluctuant entre 46 000 000 et 70 000 000 km (29 000 000 à 43 000 000 mi). Une révolution orbitale est achevée en 87 969 jours terrestres. Le diagramme ci-joint explique les conséquences de cette excentricité, représentant l'orbite de Mercure superposée à une orbite circulaire partageant un demi-grand axe identique. La vitesse accrue de la planète près du périhélie est évidente à partir de la distance étendue parcourue au cours de chaque intervalle de 5 jours. Dans le diagramme, la distance héliocentrique fluctuante de Mercure est symbolisée par la taille représentée de la planète, qui est inversement corrélée à sa distance réelle au Soleil.
La distance héliocentrique fluctuante induit une flexion de marée significative de la surface de Mercure, avec des renflements générés par le Soleil environ 17 fois plus puissants que ceux exercés par la Lune sur Terre. En conjonction avec la résonance spin-orbite 3:2 de la planète, ce phénomène précipite également des fluctuations complexes de la température de surface. Par conséquent, un seul jour solaire sur Mercure (défini comme l'intervalle entre deux passages méridiens successifs du Soleil) équivaut précisément à deux années mercuriennes, soit environ 176 jours terrestres.
Le plan orbital de Mercure présente une inclinaison de 7 degrés par rapport au plan orbital de la Terre (l'écliptique), ce qui représente la plus grande inclinaison parmi les huit planètes solaires reconnues. Par conséquent, les transits de Mercure à travers le disque solaire sont observables exclusivement lorsque la planète coupe le plan de l'écliptique alors qu'elle est positionnée entre la Terre et le Soleil, ce qui se produit généralement en mai ou novembre. De tels événements se produisent en moyenne environ une fois tous les sept ans.
Mercure présente une inclinaison axiale exceptionnellement faible, les mesures les plus précises indiquant une valeur aussi basse que 0,027 degrés. Cette inclinaison est nettement inférieure à celle de Jupiter, qui possède la deuxième plus petite inclinaison axiale parmi toutes les planètes, soit 3,1 degrés. Par conséquent, un observateur positionné aux pôles de Mercure ne verrait jamais le centre du Soleil s’élever au-delà de 2,1 minutes d’arc au-dessus de l’horizon. En revanche, le diamètre angulaire apparent du Soleil, vu de Mercure, s'étend de 1+§34§⁄§56§ à 2 degrés.
À des endroits spécifiques de la surface de Mercure, un observateur peut être témoin d'un phénomène solaire particulier : le Soleil s'élève brièvement à plus des deux tiers au-dessus de l'horizon, puis inverse sa trajectoire pour se coucher, pour ensuite se lever à nouveau dans le même espace. Jour mercurien. Cette anomalie se produit parce que, environ quatre jours terrestres avant le périhélie, la vitesse orbitale angulaire de Mercure correspond précisément à sa vitesse de rotation angulaire, provoquant l'arrêt momentané du mouvement apparent du Soleil. À mesure que la planète s’approche du périhélie, sa vitesse orbitale angulaire dépasse alors sa vitesse de rotation angulaire. Par conséquent, pour un hypothétique observateur de Mercure, le Soleil semblerait se déplacer dans une direction rétrograde pendant cette période. Le mouvement solaire apparent normal recommence environ quatre jours terrestres après le périhélie. Un phénomène comparable se serait manifesté si Mercure présentait une rotation synchrone, où l'accélération et la décélération alternées de la rotation sur un seul tour auraient induit une libration longitudinale de 23,65°.
En raison de la dynamique orbitale et rotationnelle susmentionnée, deux points équatoriaux spécifiques sur Mercure, séparés par 180 degrés de longitude, connaissent un transit solaire unique. Autour du périhélie, pendant des années mercuriennes alternées (équivalentes à un jour mercurien), le Soleil passe directement au-dessus, puis inverse sa trajectoire apparente pour passer au-dessus une deuxième fois, puis s'inverse à nouveau pour un troisième passage au-dessus. L’ensemble de cette séquence s’étend sur environ 16 jours terrestres. Dans les années mercuriennes intermédiaires, ce phénomène identique se produit à l'autre point équatorial. L'ampleur de ce mouvement rétrograde est mineure, ce qui fait que le Soleil apparaît presque stationnaire au-dessus de nous pendant une période de deux à trois semaines. Pendant cet intervalle, la brillance du Soleil est maximisée car Mercure est au périhélie, son approche la plus proche du Soleil. Cette période prolongée d’exposition solaire intense fait de ces deux endroits les régions les plus chaudes de Mercure. Les températures maximales sont observées lorsque le Soleil est à environ 25 degrés au-delà du zénith local, attribué au décalage de température diurne, se produisant 0,4 jour mercurien et 0,8 année mercurienne après le lever du soleil. À l'inverse, deux points équatoriaux distincts, situés à 90 degrés de longitude de la paire initiale, subissent des transits solaires aériens exclusivement pendant l'aphélie une année sur deux, une période caractérisée par le mouvement apparent relativement rapide du Soleil dans le ciel de Mercure. Ces derniers points, où le mouvement rétrograde apparent du Soleil coïncide avec son passage à l'horizon comme détaillé précédemment, reçoivent beaucoup moins d'insolation solaire que les premiers.
Mercure atteint la conjonction inférieure, son point le plus proche de la Terre, environ tous les 116 jours terrestres en moyenne. Cet intervalle oscille cependant entre 105 et 129 jours, variabilité attribuée à l'orbite excentrique de la planète. Mercure peut s'approcher de la Terre à une distance pouvant atteindre 82 200 000 km (0,549 unités astronomiques ; 51,1 millions de miles), une distance qui diminue progressivement. L'approche ultérieure dans un rayon de 82 100 000 km (51 millions de mi) est prévue pour 2679, et dans un rayon de 82 000 000 km (51 millions de mi) pour 4487. Néanmoins, Mercure n'atteindra pas une plus grande proximité de la Terre à plus de 80 000 000 km (50 millions de mi) avant l'année 28 622. La durée du mouvement rétrograde apparent de Mercure, observé depuis la Terre, peut varier de 8 à 15 jours de part et d'autre d'une conjonction inférieure. Cette variation considérable provient de l'excentricité orbitale prononcée de la planète. Fondamentalement, compte tenu de sa proximité avec le Soleil, Mercure, en moyenne sur de longues périodes, est la planète la plus souvent la plus proche de la Terre et, par extension, de toutes les autres planètes du système solaire.
Convention de longitude
La convention de longitude établie pour Mercure désigne l'un des deux points de surface les plus chauds comme méridien zéro. Néanmoins, lors de l'exploration initiale de cette région par Mariner 10, ce méridien principal a été obscurci par l'obscurité, empêchant l'identification d'une caractéristique de surface spécifique pour une définition précise du méridien. Par conséquent, un cratère plus petit situé plus à l'ouest, nommé Hun Kal, a été choisi pour servir de point de référence définitif pour les mesures de longitude. Le point central de Hun Kal établit le méridien 20° ouest. Une résolution de 1970 de l'Union astronomique internationale recommande que les longitudes sur Mercure soient mesurées positivement dans la direction ouest. En conséquence, les deux emplacements équatoriaux les plus chauds sont situés à 0° W et 180° W, tandis que les points équatoriaux les plus froids se trouvent à 90° W et 270° W. En revanche, la mission MESSENGER utilise une convention est-positive.
Résonance spin-orbite
Historiquement, on supposait que Mercure était verrouillée de manière synchrone avec le Soleil, ce qui implique une période de rotation identique à sa période orbitale, présentant ainsi perpétuellement le même hémisphère au Soleil, analogue au système Terre-Lune. Cependant, des observations radar menées en 1965 ont démontré de manière concluante que la planète présente une résonance spin-orbite de 3: 2, effectuant trois rotations pour deux révolutions orbitales autour du Soleil. L'excentricité inhérente de l'orbite de Mercure contribue à la stabilité de cette résonance, en particulier au périhélie, où la force de marée solaire atteint son intensité maximale, faisant apparaître le Soleil presque immobile dans le ciel de Mercure.
La stabilité du verrouillage de marée résonnant 3:2 est attribuée à la variabilité de la force de marée ressentie tout au long de l'orbite excentrique de Mercure, qui interagit avec une composante dipolaire permanente au sein de la distribution de masse de la planète. En revanche, un corps sur une orbite parfaitement circulaire ne dispose pas d'une telle variance de force de marée, stabilisant ainsi seulement une résonance de 1:1 (par exemple, le système Terre-Lune). Dans ce scénario 1:1, la force de marée, qui allonge le corps le long de la ligne reliant son centre au corps central, génère un couple qui aligne l'axe de moindre inertie du corps (son axe d'allongement principal, correspondant au dipôle susmentionné) pour pointer systématiquement vers le corps central. Néanmoins, avec une excentricité orbitale importante, comme celle observée sur l'orbite de Mercure, la force de marée culmine au périhélie, stabilisant ainsi les résonances telles que le rapport 3:2. Ce mécanisme garantit que l'axe de moindre inertie de Mercure est approximativement orienté vers le Soleil lors de ses passages au périhélie.
L'idée fausse initiale parmi les astronomes concernant le verrouillage synchrone de Mercure provenait de biais d'observation : chaque fois que la planète était positionnée de manière optimale pour l'observation terrestre, elle apparaissait systématiquement proche de la même phase de sa résonance 3:2, présentant par conséquent le même hémisphère. Ce phénomène résulte d'une relation fortuite dans laquelle la période de rotation de Mercure correspond à environ la moitié de sa période synodique par rapport à la Terre. Conséquence directe de la résonance spin-orbite de Mercure 3:2, un jour solaire sur la planète s'étend sur environ 176 jours terrestres, tandis qu'un jour sidéral, représentant sa période de rotation, dure environ 58,7 jours terrestres.
Les simulations numériques révèlent que l'excentricité orbitale de Mercure subit des variations chaotiques, allant de près de zéro (circulaire) à plus de 0,45 sur des échelles de temps de plusieurs millions d'années, principalement influencées par la gravitation. perturbations provenant d'autres planètes. On a initialement émis l'hypothèse que cette variabilité expliquait la résonance spin-orbite 3:2 de Mercure, par opposition à la résonance 1:1 plus courante, étant donné que l'état 3:2 est plus probable pendant les périodes d'excentricité élevée. Néanmoins, une modélisation précise intégrant un mécanisme de réponse réaliste aux marées a par la suite indiqué que Mercure a atteint sa configuration spin-orbite 3:2 à un stade très naissant de son évolution, en particulier dans les 20 (et plus vraisemblablement, 10) millions d'années après son accrétion.
De futures simulations numériques prédisent qu'une interaction résonante orbitale séculaire avec le périhélie de Jupiter pourrait potentiellement augmenter l'excentricité orbitale de Mercure jusqu'à un seuil critique, conduisant à une probabilité de 1 %. de déstabilisation orbitale dans les cinq milliards d’années suivantes. Si un tel événement se produisait, la trajectoire de Mercure pourrait entraîner son accrétion par le Soleil, une collision avec Vénus, son éjection du système solaire, ou même une déstabilisation plus large de la dynamique interne du système solaire.
Précession du périhélie
En 1859, le mathématicien et astronome français Urbain Le Verrier rapportait que la lente précession observée de l'orbite de Mercure autour du Soleil ne pouvait pas être entièrement expliquée par la mécanique newtonienne et les perturbations gravitationnelles des planètes connues. Il a émis, parmi plusieurs hypothèses, qu'une planète non découverte (ou potentiellement une série de « corpuscules » plus petits) pourrait orbiter encore plus près du Soleil que Mercure, expliquant ainsi cette anomalie orbitale. D'autres considérations incluaient une légère aplatissement du Soleil. Le succès antérieur dans la localisation de Neptune, basé sur son influence gravitationnelle sur l'orbite d'Uranus, a conduit les astronomes à considérer sérieusement cette explication, et la planète hypothétique a ensuite été nommée Vulcain ; cependant, aucune planète de ce type n'a jamais été découverte.
La précession du périhélie observée par Mercure mesure 5 600 secondes d'arc (1,5556°) par siècle lorsqu'elle est référencée à la Terre, ou 574,10±0,65 secondes d'arc par siècle par rapport au cadre de référence céleste international (ICRF) inertiel. À l'inverse, la mécanique newtonienne, intégrant les influences gravitationnelles d'autres planètes et 0,0254 secondes d'arc supplémentaires par siècle attribuées à l'aplatissement du Soleil, prévoit une précession de 5 557 secondes d'arc (1,5436°) par siècle par rapport à la Terre, soit 531,63±0,69 secondes d'arc par siècle par rapport à l'ICRF. Au début du XXe siècle, la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein a élucidé cette précession observée en conceptualisant la gravitation comme une manifestation de la courbure de l'espace-temps. Cet effet relativiste est quantitativement mineur pour Mercure, s'élevant à seulement 42,980±0,001 seconde d'arc par siècle (équivalent à 0,43 seconde d'arc par an, ou 0,1035 seconde d'arc par période orbitale) ; par conséquent, un tour complet en excès nécessiterait plus de 12,5 millions d’orbites, soit environ 3 millions d’années. Des effets comparables, quoique significativement plus faibles, sont également évidents pour d'autres corps célestes du système solaire, notamment 8,6247 secondes d'arc par siècle pour Vénus, 3,8387 pour la Terre, 1,351 pour Mars et 10,05 pour l'astéroïde 1566 Icare.
Caractéristiques d'observation
La magnitude apparente calculée de Mercure varie de -2,48 (dépassant la luminosité de Sirius) près de la conjonction supérieure à +7,25 (sous le seuil de visibilité à l'œil nu) autour de la conjonction inférieure. Sa magnitude apparente moyenne est de 0,23, avec un écart type de 1,78, ce qui est le plus élevé de toutes les planètes. Plus précisément, la magnitude apparente moyenne en conjonction supérieure est de −1,89, alors qu'en conjonction inférieure, elle est de +5,93. L'observation de Mercure est difficile en raison de sa proximité avec le Soleil, ce qui la rend souvent obscurcie par l'éblouissement solaire. Par conséquent, Mercure n'est généralement visible que pendant de courtes durées, au crépuscule du matin ou du soir.
Les observations télescopiques au sol de Mercure ne révèlent généralement qu'un disque partiellement éclairé, présentant des détails de surface limités. Le télescope spatial Hubble est incapable d'observer Mercure du tout, en raison de protocoles de sécurité qui interdisent son orientation trop près du Soleil. Étant donné qu'un décalage de 0,15 révolution terrestre par année mercurienne constitue un cycle de sept années mercuriennes (0,15 × 7 ≈ 1,0), la séquence de phénomènes observables de Mercure au cours de la septième année mercurienne reflète étroitement (se produisant environ 7 jours plus tôt) celle observée sept années mercuriennes auparavant.
Semblable à la Lune et à Vénus, Mercure affiche des phases distinctes lorsqu'elle est vue depuis la Terre. Il apparaît « nouveau » lors de la conjonction inférieure et « plein » lors de la conjonction supérieure. Dans les deux cas, la planète est rendue invisible depuis la Terre en raison de l'obscurcissement solaire, à l'exception de sa nouvelle phase lors d'un événement de transit. Techniquement, Mercure atteint sa luminosité apparente maximale depuis la Terre lorsqu'elle est en pleine phase. Bien que Mercure soit à sa plus grande distance de la Terre pendant sa phase complète, l’augmentation de la surface éclairée visible et l’augmentation de la luminosité opposée compensent collectivement l’effet de la distance. À l'inverse, Vénus présente sa plus grande luminosité lorsqu'elle est en phase de croissant, principalement parce que sa proximité avec la Terre à ce moment-là est nettement moindre que lorsqu'elle est gibbeuse.
L'observation optimale de Mercure a lieu pendant ses premier et dernier quarts de phases, bien qu'il s'agisse de périodes de luminosité réduite. Ces quarts de phases coïncident avec la plus grande élongation de Mercure, respectivement vers l'est et l'ouest du Soleil. Durant ces périodes, la séparation angulaire de Mercure par rapport au Soleil varie entre 17,9° au périhélie et 27,8° à l'aphélie. À sa plus grande élongation ouest, Mercure monte le plus tôt avant le lever du soleil, tandis qu'à sa plus grande élongation est, elle descend au plus tard après le coucher du soleil.
La visibilité de Mercure est nettement supérieure et plus fréquente depuis l'hémisphère sud que depuis l'hémisphère nord. Cette opportunité d'observation améliorée est due au fait que l'élongation maximale vers l'ouest de Mercure se produit exclusivement au début de l'automne dans l'hémisphère sud, tandis que sa plus grande élongation vers l'est a lieu uniquement à la fin de l'hiver. Dans les deux cas, l’angle de l’intersection orbitale de la planète avec l’horizon est maximisé. Cela permet à Mercure de devenir visible plusieurs heures avant le lever du soleil dans le premier cas et de rester au-dessus de l'horizon pendant plusieurs heures après le coucher du soleil dans le second, en particulier depuis les latitudes moyennes du sud comme l'Argentine et l'Afrique du Sud.
Une méthode alternative pour observer Mercure implique une observation télescopique pendant les heures de clarté dans des conditions atmosphériques claires, idéalement lorsque la planète est à son plus grand allongement. Cette technique facilite la détection, même avec des télescopes dotés d'ouvertures aussi petites que 8 cm (3,1 pouces). Néanmoins, une extrême prudence est primordiale pour s’assurer que le Soleil soit complètement masqué, étant donné le risque important de lésions oculaires. Cette méthode contourne les limites de l'observation du crépuscule, en particulier lorsque l'écliptique est située à faible altitude (par exemple pendant les soirées d'automne). Dans ces conditions de lumière du jour, la planète est positionnée plus haut dans le ciel, minimisant ainsi les interférences atmosphériques. Mercure peut être observé à une séparation angulaire aussi proche que 4° du Soleil près de la conjonction supérieure, une phase où sa luminosité apparente approche de son maximum.
Mercure, aux côtés de plusieurs autres planètes et des étoiles les plus lumineuses, est observable lors d'une éclipse solaire totale.
Historique des observations
Anciens astronomes
Les premières observations enregistrées connues de Mercure se trouvent dans les tablettes MUL.APIN, attribuées très probablement à un astronome assyrien vers le 14ème siècle avant JC. Le nom cunéiforme désignant Mercure sur ces tablettes est transcrit par UDU.IDIM.GU\U4.UD, qui se traduit par « la planète sauteuse ». Les archives babyloniennes de Mercure remontent au 1er millénaire avant JC, les Babyloniens faisant référence à la planète sous le nom de Nabu, du nom de leur messager mythologique aux dieux.
L'astronome gréco-égyptien Ptolémée, dans son ouvrage Hypothèses planétaires, a exploré le potentiel de transits planétaires à travers la face du Soleil. Il a émis l'hypothèse que le manque de transits observés était dû soit au fait que des planètes comme Mercure étaient trop petites pour être détectées, soit à l'extrême rareté de tels événements.
Dans la Chine ancienne, Mercure était connue sous le nom de « l'étoile de l'heure » (Chen-xing 辰星), associée à la direction nord et à la phase aqueuse dans le système métaphysique des cinq phases. Les cultures modernes chinoises, coréennes, japonaises et vietnamiennes continuent de faire littéralement référence à la planète comme à « l'étoile d'eau » (水星), sur la base des cinq éléments. La mythologie hindoue nomme Mercury Budha, une divinité censée présider mercredi. Le dieu Odin (ou Woden) du paganisme germanique était également lié à la planète Mercure et à Mercredi. La civilisation Maya a peut-être représenté Mercure comme un hibou (ou potentiellement quatre hiboux – deux pour son aspect matinal et deux pour son aspect nocturne) qui servait de messager vers le monde souterrain. Mercure était aussi parfois appelé Stilbon (grec : Στίλβων), signifiant « le brillant, scintillant ».
Dans l'astronomie islamique médiévale, l'astronome andalou du XIe siècle Abū Ishāq Ibrāhīm al-Zarqālī a décrit le déférent de l'orbite géocentrique de Mercure comme ovale, semblable à un œuf ou à un pignon, bien que cette observation n'ait pas influencé sa théorie ou ses calculs astronomiques. Au XIIe siècle, Ibn Bajjah a enregistré avoir vu « deux planètes comme des points noirs sur la face du Soleil », un événement proposé plus tard par l'astronome Maragha du XIIIe siècle, Qotb al-Din Shirazi, comme un transit de Mercure et/ou de Vénus. Cependant, la plupart de ces rapports médiévaux de transits ont ensuite été réinterprétés comme des observations de taches solaires.
Dans l'Inde du XVe siècle, Nilakantha Somayaji, un astronome de l'école du Kerala, a développé un modèle planétaire partiellement héliocentrique. Ce modèle postulait que Mercure orbite autour du Soleil, qui à son tour orbite autour de la Terre, un système structurellement similaire au modèle Tychonic proposé plus tard par Tycho Brahe à la fin du 16ème siècle.
Recherche télescopique au sol
Les premières observations télescopiques de Mercure ont commencé en 1610, menées par Thomas Harriot et Galilée. En 1612, Simon Marius remarqua que la luminosité de Mercure fluctuait avec sa position orbitale, ce qui l'amena à en déduire que la planète présentait des phases analogues à celles de Vénus et de la Lune. Pierre Gassendi a réalisé la première observation télescopique d'un transit planétaire autour du Soleil en 1631, témoin d'un transit de Mercure précédemment prédit par Johannes Kepler. Par la suite, en 1639, Giovanni Zupi utilisa un télescope pour vérifier que Mercure possédait des phases orbitales semblables à celles de Vénus et de la Lune. Cette observation a établi définitivement l'orbite héliocentrique de Mercure.
D'un point de vue terrestre, l'occultation, ou le passage d'une planète devant une autre, constitue un phénomène astronomique rare. Les occultations impliquant Mercure et Vénus se produisent environ tous les quelques siècles ; le seul cas historiquement documenté a eu lieu le 28 mai 1737, observé par John Bevis à l'Observatoire royal de Greenwich. L'occultation ultérieure de Mercure par Vénus est prévue pour le 3 décembre 2133.
En raison des défis intrinsèques associés à l'observation de Mercure, elle a fait l'objet de beaucoup moins d'examens scientifiques que d'autres planètes. En 1800, Johann Schröter a documenté les caractéristiques de la surface, affirmant la présence de montagnes atteignant 20 kilomètres (12 mi) de hauteur. Friedrich Bessel a ensuite utilisé les illustrations de Schröter pour calculer de manière inexacte la période de rotation de Mercure à 24 heures et son inclinaison axiale à 70°. Au cours des années 1880, Giovanni Schiaparelli a réalisé des cartes plus précises de la planète et a postulé que la période de rotation de Mercure était de 88 jours, identique à sa période orbitale, conséquence du verrouillage des marées. Ce phénomène spécifique est appelé rotation synchrone. Eugenios Antoniadi a fait progresser la cartographie de la surface de Mercure, en publiant un volume de 1934 intégrant à la fois des cartes et ses observations personnelles. De nombreuses caractéristiques de la surface de la planète, en particulier ses marques d'albédo, tirent leur nomenclature des travaux cartographiques d'Antoniadi.
En juin 1962, une équipe de scientifiques soviétiques de l'Institut de radio-ingénierie et d'électronique de l'Académie des sciences de l'URSS, sous la direction de Vladimir Kotelnikov, a lancé des observations radar de Mercure en transmettant et en recevant avec succès un signal radar réfléchi par la planète. Par la suite, en 1965, des observations radar menées par les chercheurs américains Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce, utilisant le radiotélescope Arecibo de 300 mètres de large à Porto Rico, ont établi définitivement que la période de rotation de Mercure était d'environ 59 jours. L'hypothèse dominante d'une rotation synchrone de Mercure a été remise en question par ces observations radio, qui ont constitué une grande surprise pour la communauté astronomique. Un Mercure verrouillé par les marées posséderait un côté sombre exceptionnellement glacial ; cependant, les mesures des émissions radio ont indiqué une température nettement plus élevée que prévu. Initialement, les astronomes se sont montrés réticents à abandonner la théorie de la rotation synchrone, proposant des mécanismes explicatifs alternatifs, tels que des vents robustes distribuant la chaleur, pour concilier les nouvelles observations.
En 1965, l'astronome italien Giuseppe Colombo a observé que la période de rotation de Mercure approchait les deux tiers de sa période orbitale, proposant par la suite un verrouillage de résonance de 3:2 entre les périodes orbitale et de rotation de la planète, plutôt qu'un verrouillage de 1:1. relation. Les données ultérieures acquises à partir de Mariner 10 ont corroboré cette perspective. Par conséquent, les représentations cartographiques produites par Schiaparelli et Antoniadi n’étaient pas fondamentalement erronées. Au contraire, ces astronomes ont systématiquement observé et documenté les mêmes caractéristiques de surface au cours de chaque seconde orbite, tout en négligeant les observations faites pendant les périodes intermédiaires où la face opposée de Mercure était éclairée, principalement en raison des conditions d'observation défavorables imposées par la géométrie orbitale.
Les observations optiques au sol ont fourni des informations supplémentaires limitées sur Mercure ; cependant, les radioastronomes, employant l'interférométrie aux longueurs d'onde des micro-ondes - une technique qui atténue les interférences du rayonnement solaire - ont facilité l'identification des propriétés physiques et chimiques dans les couches souterraines, s'étendant jusqu'à des profondeurs de plusieurs mètres. Des progrès significatifs dans la compréhension des propriétés morphologiques fondamentales de Mercure n'ont eu lieu qu'après le survol initial d'une sonde spatiale. En outre, les progrès technologiques ont amélioré les capacités des techniques d’observation au sol. En 2000, le télescope Hale de 1,5 mètre (4,9 pieds) de l'observatoire du mont Wilson a effectué des observations d'imagerie chanceuse à haute résolution. Ces observations ont offert les premières vues résolues de caractéristiques de surface dans des régions de Mercure qui n'avaient pas été capturées auparavant par la mission Mariner 10. Le télescope radar d'Arecibo a ensuite cartographié la majorité de la planète, atteignant une résolution de 5 km (3,1 mi) et identifiant les dépôts polaires, comprenant potentiellement de la glace d'eau, dans les cratères ombragés.
Enquêtes sur les sondes spatiales
Atteindre Mercure depuis la Terre présente des difficultés techniques considérables en raison de sa proximité orbitale nettement plus proche du Soleil que de la Terre. Un vaisseau spatial destiné à Mercure, lancé depuis la Terre, doit parcourir plus de 91 millions de kilomètres (57 millions de miles) jusqu'au puits de potentiel gravitationnel du Soleil. Avec une vitesse orbitale de 47,4 km/s (29,5 mi/s), Mercure dépasse largement la vitesse orbitale de la Terre de 29,8 km/s (18,5 mi/s). Par conséquent, un vaisseau spatial nécessite un changement de vitesse (delta-v) beaucoup plus important pour atteindre Mercure et atteindre l'orbite, contrairement aux exigences delta-v, par exemple, des missions vers Mars.
L'énergie potentielle libérée lorsqu'un vaisseau spatial descend dans le puits gravitationnel du Soleil se convertit en énergie cinétique, nécessitant une manœuvre delta-v pour tout objectif au-delà d'un simple survol de Mercure. Une composante de cette exigence delta-v peut être remplie grâce à des assistances gravitationnelles lors d’un ou plusieurs survols de Vénus. Pour parvenir à un atterrissage en toute sécurité ou à une orbite stable, il faut recourir exclusivement à la propulsion par fusée. L'aérofreinage est impossible en raison de l'atmosphère peu substantielle de Mercure. Une mission vers Mercure nécessite une dépense de carburant de fusée plus importante que celle requise pour une évasion complète du système solaire. Par conséquent, seules trois sondes spatiales ont jusqu’à présent visité la planète. Une approche alternative à l'étude consiste à utiliser une voile solaire pour réaliser une orbite synchrone de Mercure autour du Soleil.
La Mission Mariner 10
Le Mariner 10 de la NASA (1974-1975) a été le premier vaisseau spatial à utiliser la gravité de Vénus pour modifier sa vitesse orbitale, permettant ainsi son approche de Mercure. Cela en a fait à la fois la première mission à utiliser une manœuvre de « fronde » gravitationnelle et la première tentative de la NASA pour Mariner 10 de fournir les premières images rapprochées de la surface de Mercure, révélant instantanément sa topographie largement cratérisée et révélant de nombreuses autres formations géologiques, y compris des escarpements colossaux attribués par la suite à la légère contraction de la planète lors du refroidissement de son noyau de fer. Malheureusement, lors de chacune des approches rapprochées de Mariner 10, le même hémisphère planétaire a été illuminé. Cette circonstance a empêché une observation complète des deux côtés de la planète, limitant par conséquent la superficie cartographiée à moins de 45 %.
Le vaisseau spatial a exécuté trois approches rapprochées de Mercure, la trajectoire la plus proche l'amenant à moins de 327 km (203 mi) de la surface. Lors de la première approche rapprochée, les instruments ont enregistré un champ magnétique, ce qui a considérablement surpris les géologues planétaires, car la vitesse de rotation de Mercure était considérée comme insuffisante pour produire un effet dynamo substantiel. Alors que la deuxième approche rapprochée se concentrait principalement sur l’imagerie, la troisième a fourni de nombreuses données magnétiques. Ces données indiquent que le champ magnétique de Mercure ressemble beaucoup à celui de la Terre, déviant efficacement le vent solaire autour de la planète. Pendant une période prolongée après les rencontres avec Mariner 10, la genèse du champ magnétique de Mercure a fait l'objet de multiples explications théoriques concurrentes.
Le 24 mars 1975, huit jours seulement après son approche finale rapprochée, Mariner 10 a épuisé ses réserves de carburant. Comme un contrôle orbital précis n’était plus possible, les contrôleurs de mission ont ordonné à la sonde de cesser ses opérations. Mariner 10 est présumé rester en orbite solaire, effectuant des passages rapprochés vers Mercure environ tous les quelques mois.
La Mission MESSENGER
La deuxième mission de la NASA vers Mercure, désignée MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging), a commencé son lancement le 3 août 2004. Sa trajectoire impliquait des assistances gravitationnelles de la Terre en août 2005 et de Vénus en octobre 2006 et juin 2007, facilitant son insertion sur l'orbite de Mercure. Les premiers survols de Mercure ont été effectués le 14 janvier 2008, le 6 octobre 2008 et le 29 septembre 2009. Ces manœuvres ont permis la cartographie complète de la majorité de l'hémisphère jusqu'alors inobservée par Mariner 10. La sonde a réussi à réaliser une orbite elliptique autour de la planète le 18 mars 2011, avec l'image orbitale inaugurale de Mercure acquise le 29 mars 2011. Après l'achèvement de sa première mission de cartographie d'un an, la sonde est passée à une phase de mission prolongée d'un an, qui s'est poursuivie jusqu'en 2013. Au cours de sa période opérationnelle prolongée, MESSENGER a effectué des observations du maximum solaire de 2012, ainsi que d'autres cartographies et données. collection.
Les principaux objectifs de la mission étaient d'élucider six questions scientifiques critiques : la haute densité anormale de Mercure, son évolution géologique, les caractéristiques de son champ magnétique intrinsèque, la structure interne de son noyau, la présence potentielle de dépôts de glace polaire et les origines de son exosphère. Pour atteindre ces objectifs, la sonde a été équipée de systèmes d'imagerie avancés capables d'acquérir des images de résolution nettement plus élevée sur une étendue plus large de la surface de Mercure par rapport à Mariner 10. De plus, il transportait divers spectromètres pour l'analyse de l'abondance des éléments de la croûte, ainsi que des magnétomètres et des instruments conçus pour quantifier la vitesse des particules chargées. Les mesures prévues des variations de la vitesse orbitale de la sonde visaient à fournir un aperçu de l'architecture interne de la planète. La manœuvre terminale de MESSENGER a été exécutée le 24 avril 2015, culminant avec son impact contrôlé avec la surface de Mercure le 30 avril 2015. Cet événement d'impact, survenu à 15 h 26 min 01 s, a été observé. EDT, a créé un cratère estimé à 16 mètres (52 pieds) de diamètre.
BepiColombo Mission
Un effort de collaboration entre l'Agence spatiale européenne et l'Agence spatiale japonaise a abouti au développement et au lancement de la mission BepiColombo. Cette mission est conçue pour orbiter autour de Mercure à l'aide de deux sondes distinctes : l'une dédiée à la cartographie planétaire et l'autre axée sur les investigations magnétosphériques. BepiColombo a commencé sa séquence de lancement le 20 octobre 2018. À son arrivée, il déploiera une sonde magnétométrique sur une orbite elliptique, suivi de l'activation de systèmes de propulsion chimique pour positionner la sonde mappeur sur une orbite circulaire. Les deux sondes devraient avoir une durée opérationnelle d’un an terrestre. La sonde mappeur est équipée d'une suite de spectromètres analogues à ceux du MESSENGER, permettant des études planétaires complètes sur un large spectre de longueurs d'onde, notamment l'infrarouge, l'ultraviolet, les rayons X et les rayons gamma. BepiColombo a exécuté le premier de ses six survols programmés de Mercure le 1er octobre 2021, le sixième étant achevé le 9 janvier 2025. L'insertion orbitale autour de la planète est prévue pour 2026.
Remarques
Remarques
Références
Atlas de Mercure. NASA. 1978. SP-423.
- Atlas de Mercure. NASA. 1978. SP-423.Source : Archives de l'Académie TORIma