« Planétologie/La planète Mercure » : différence entre les versions

Pou faire unComme premier aperçu de Mercure, on peut dire qu'il s'agit d'une petite planète, sans atmosphère, percluscriblée de cratères. Du fait de sa prochefaible distance au Soleil, la température de surface est particulièrement chaudeélevée : +450°cC lors de la journée. Heureusement que la température diminue durant la nuit, quoique la température de -150°cC doit certaines refroidir certaines ardeurs. Elle n'a pas de satellitessatellite. La géologie de Mercure est assez peu connue, compte tenu de son éloignement de la Terre et de sa proximité au Soleil. Première planète à partir du Soleil, cette planèteelle est extrêmement petite, à la surface pleine de cratères. La majorité de nos connaissances sur Mercure proviennent non seulement de l'étude de son orbite, mais surtout des missions d'exploration. La première mission d'exploratinexploration, Mariner 10, date de 1973. La dernière, et aussi la plus récente, Messenger, nous a donné un aperçu assez fidèle de lasa surface de Mercure.

La surface de Mercure est pleineentièrement criblée de cratères, sur l'ensemble de sa surface. Si laen majorité des cratère sont relativement "petits", mais l'un cratère se démarque par sa grande taille. Il s'agit du cratère nommé '''Caloris Planitia''', un cratère de 1550 kilomètres dont le fond semble être rempli de lave solidifiée. Ce grandegrand nombre de cratère signifie que Mercure est un astre géologiquement mort. Si la moindre activité géologique avait eu lieu, qu'il s'agisse de tectonique, de volcanisme ou d'érosion, cette activité aurait effacé les cratères. Les cratèresCeux de Mercure n'ont pas été érodés, et aucune forme de tectonique ou de volcanisme n'a effacéne les cratèresa effacés, sur la majorité de la surface. C'est la preuve que Mercure n'a pas de tectonique des plaques ou de volcanisme, et encore moins d'érosion. Les seules zones où les cratères semblent avoir été partiellement effacés sont localisées dans l'hémisphère nord. On y observe des plaines sombres, formées lors d'épanchements volcaniques.

Outre les cratères, on observe des réseaux de faillefailles, dont une fissure qui entoure la planète au niveau de l'équateur. La plupart ont une longueur de plusieurs centaines de kilomètres, avantavec une hauteur de plusieurs kilomètres. Cette fissure s'est probablement formée lors du refroidissement de Mercure. En se contractant suite à ce refroidissement, Mercure s'est fendue suite à ces contraction, donnant naissance à ces fissures de rétractation. Cette contraction a aussi formé des plis de contraction sur l'ensemble de la surface de Mercure.

Au niveau des pôles, des observations RADARradar montrent des points brillants. Une hypothèse suppose que ces points sont des morceaux de glace, qui refléteraient la lumière et les ondes Radarradar. La présence de glace ne semble pas vraiment compatible avec la température de la surface exposée au Soleil, qui la ferait fondre la glace. La température est de +450°cC lors de la journée, mais de -150°cC la nuit. Il est cependant supposé que de la glace pourrait subsister dans certains cratères, dont le fond n'est jamais exposé au Soleil. Cela expliquerait pourquoi la glace ne se trouve qu'au niveau des pôles.

L'étude de l'orbite donne des indications assez intéressantes sur sa structure interne. L’orbite de la planète dépend en effet de son moment d'inertie, qui dépend lui-même de la densité moyenne de la planète. Il apparaitapparaît que Mercure est un astre très dense, bien plus que la Terre ou les autres planètes telluriques : sa densité est de 5.,42 grammes par mètre cube. La seule manière de rendre compte de ce constat est de supposer que le noyau de Mercure est énorme et prend la majorité du volume de Mercure, environ 42,8%.

Dans cette section, nous allons calculer la taille du noyau de Mercure. Pour cela, nous allons partir de l'égalité suivante, qui dit que la masse totale d'une planète <math>M_t</math> est la somme de la masse du noyau <math>M_n</math> et la masse du manteau (on néglige la croutecroûte) <math>M_m</math> :

On peut alors remplacer la masse par le produit entre volume et densitémasse volumique, ce qui donne :

On peut alors résoudre cette équation en connaissant la densité de la planète et celles des divers composants du manteau et du noyau. Si on suppose que le manteau est composé essentiellement de silicates, sa densité doit être proche de celle des silicates, ce qui donne une densité de 3,34 g/m^3. Si on suppose que le noyau est composé de Ferfer, sa densité doit être de 7,97. La densité de la planète est de 5.,42. L’équation précédente devient donc :

Avec le calcul précédent, on peut démontrer que le noyau doit avoir un rayon d'environ 18301 830 kilomètres, à comparer aux 24402&nbsp;440 kilomètres du rayon de la planète. On en déduit donc que le manteau doit avoir dans lesenviron 600 kilomètres d'épaisseur.

Ces résultats sont compatibles avec le mécanisme de formation du système solaire vu dans le chapitre précédent. On a vu que les matériaux réfractaires se sont accumulées près du Soleil. Mercure étant la planète la plus proche, elle doit être riche en matériaux réfractaires, comme le Ferfer et le Nickelnickel, qui composent leson noyau de Mercure. Cependant, la teneur en Ferfer du noyau ne peut s'expliquer par ce seul mécanisme, et d'autres hypothèses tentent de résoudre ce mystère. Par exemple, certains supposent que le vent solaire aurait soufflé le manteau de la planète lors de sa formation. Une autre thériethéorie, mieux acceptée, est que Mercure serait entrée en collision avec un gros météore, l'impact ayant été assez puissant pour souffler une grande partie du manteau de Mercure.

Chose étonnante, le noyau de Mercure semble être partiellement liquide, ce qui explique diverses observations sur son orbite et la présence du champ magnétique Mercurien. Les modélisation et les simulations sur ordinateursordinateur proposent une séparation du noyau en un noyau liquide et une portion centrale solide, à l'image de ce qu'on trouve sur la Terre. Cela peut paraitre étonnant, vu que Mercure ditsemble déjà avoir dissipé toute sa chaleur interne deen parraison de sa petite taille. Il est supposé, d'après diverses simulations et théories, que les frictions internes causées par les forces de marées avec le Soleil sont à l'origine d'un échauffement interne suffisant pour faire fondre le noyau.

L'histoire géologique de Mercure est assez simple à comprendre, vu que la géologie delade la planète est relativement simple. On distingue environ 5 périodes géologiques dans la vie de Mercure :

La première ère est pratiquement inconnue. Elle correspond à la formation de la planète, quand Mercure n'était qu'un simple océan de magma au-dessus duquel une croutecroûte venait de se former. . La seconde période correspond à la fin du grand bombardement tardif. L'ère calorienne correspond à l'impact de l’astéroïde qui créa le cratère Caloris. L'impact créa de nombreuses fissures, desquelles sortit du magma sortit. Le volcanisme induit forma de nombreuses plaines de petites taille. Par la suite, le refroidissement de Mercure entrainaentraîna la formation de failles et de plis de contraction, ainsi qu'un léger volcanisme déclinant. L'ère suivante est l'ère actuelle, une ère géologiquement inactive.

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