Mercure (planète)

Pour les articles homonymes, voir Mercure.

Mercure

Mercure vue par la sonde MESSENGER, le 14 janvier 2008.
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe	57 909 176 km (0,38709893 UA)
Aphélie	69 817 079 km (0,46669835 UA)
Périhélie	46 001 272 km (0,30749951 UA)
Circonférence orbitale	~360 000 000 km (2,406 UA)
Excentricité	0,20563069
Période de révolution	87,96934 d
Période synodique	115,8776 d
Vitesse orbitale moyenne	47,36 km/s
Vitesse orbitale maximale	58,98 km/s
Vitesse orbitale minimale	38,86 km/s
Inclinaison sur l’écliptique	7,00487°
Nœud ascendant	48,33167°
Argument du périhélie	29,12478°
Satellites connus	0
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial	2 439,7 km (0,383 Terre)
Rayon polaire	2 439,7 km (0,384 Terre)
Rayon moyen volumétrique	2 439,7 km (0,383 Terre)
Aplatissement	0
Périmètre équatorial	15 329,1 km (0,383 Terre)
Superficie	75×106 km2 (0,147 Terre)
Volume	60,83×109 km3 (0,056 Terre)
Masse	330,2×1021 kg (0,055 Terre)
Masse volumique globale	5 427 kg/m3
Gravité de surface	3,701 m/s2 (0,377 g)
Vitesse de libération	4,435 km/s
Période de rotation (jour sidéral)	58,6462 d
Vitesse de rotation (à l’équateur)	10,892 km/h
Inclinaison de l’axe	0,0352 ± 0,0017°
Albédo géométrique visuel	0,106
Albédo de Bond	0,119
Irradiance solaire	9 126,6 W/m2 (6,673 Terres)
Température d’équilibre du corps noir	433,9 K (160,9 °C)
Température de surface :
Maximum :	700 K (427 °C)
Moyenne :	442 K (169 °C)
Minimum :	90 K (-183 °C)
Caractéristiques de l’atmosphère
Pression atmosphérique	~ 10-9 Pa
Masse totale	Moins de 1 000 kg
Potassium K	31,7 %
Sodium Na	24,9 %
Oxygène O•	9,5 %
Argon Ar	7,0 %
Hélium He	5,9 %
Dioxygène O2	5,6 %
Azote N	5,2 %
Dioxyde de carbone CO2	3,6 %
Eau H2O	3,4 %
Hydrogène H2	3,2 %
Histoire
Divinité babylonienne	Nabû
Divinité grecque	- le matin : Ἀπόλλων - le soir : Ἑρμῆς
Nom chinois (élément associé)	Shuǐxīng 水星 (eau)

Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la moins massive du système solaire^[1]. Son éloignement au Soleil est compris entre 0,3075 et 0,4667 UA, ce qui correspond à une excentricité orbitale de 0,2056 — plus de douze fois supérieure à celle de la Terre, et de loin la plus élevée du Système solaire. Elle est visible à l'œil nu depuis la Terre avec un diamètre apparent de 4,5 à 13 secondes d'arc, et une magnitude apparente de 5,7 à -2,3 ; son observation est toutefois rendue difficile par son élongation toujours inférieure à 28,3° qui la noie le plus souvent dans l'éclat du Soleil.

Mercure a la particularité d'être en résonance 3:2 sur son orbite, sa période de révolution (87,969 jours) valant exactement 1,5 fois sa période de rotation (58,646 jours), et donc la moitié d'un jour solaire (175,938 jours). L'inclinaison de l'axe de rotation de Mercure sur son plan orbital est la plus faible du Système solaire, à peine 2 minutes d'arc. Son périhélie connaît une précession autour du Soleil plus rapide que celle prédite par la mécanique newtonienne, une avance de 42,98 secondes d'arc par siècle^[2] qui n'a pu être complètement expliquée que dans le cadre de la relativité générale^[3].

Mercure est une planète tellurique, comme le sont également Vénus, la Terre et Mars. Elle est près de trois fois plus petite et presque vingt fois moins massive que la Terre mais presque aussi dense qu'elle, avec une gravité de surface pratiquement égale à celle de Mars, qui est pourtant près de deux fois plus massive. Sa densité remarquable — dépassée seulement par celle de la Terre, qui lui serait d'ailleurs inférieure sans l'effet de la compression gravitationnelle — est due à l'importance de son noyau métallique, qui occuperait plus de 40 % de son volume, contre seulement 17 % pour la Terre.

Comme Vénus, Mercure est quasiment sphérique — son aplatissement peut être considéré comme nul — en raison de sa rotation très lente. Dépourvue de véritable atmosphère, sa surface est très fortement cratérisée, globalement similaire à la face cachée de la Lune. Seules deux sondes spatiales ont étudié Mercure. Mariner 10, qui a survolé à trois reprises la planète en 1974–1975, a cartographié 45 % de sa surface et découvert son champ magnétique. La sonde MESSENGER, après trois survols en 2008-2009, s'est mis en orbite autour de Mercure en mars 2011 et a entamé une étude détaillée notamment de sa topographie, son histoire géologique, son champ magnétique et son exosphère.

La quasi-absence d'atmosphère — il s'agit en fait d'une exosphère exerçant une pression au sol de l'ordre d'1 nPa (10^-14 atm) — combinée à la proximité du Soleil — dont l'irradiance à la surface de Mercure varie entre 4,6 et 10,6 fois la constante solaire (1 362 W/m²) — engendre des températures en surface allant de 90 K (-183 °C) au fond des cratères polaires (là où les rayons du Soleil ne parviennent jamais) jusqu'à 700 K (427 °C) au point subsolaire au périhélie.

La planète Mercure doit son nom au dieu Mercure du commerce et des voyages, également messager des autres dieux dans la mythologie romaine. La planète a été nommée ainsi par les Romains à cause de la vitesse à laquelle elle se déplaçait.^[4] Le symbole astronomique de Mercure est un cercle posé sur une croix et portant un demi-cercle en forme de cornes (Unicode : ☿). C'est une représentation du caducée du dieu Hermès. Mercure laissa également son nom au troisième jour de la semaine, mercredi (« Mercurii dies »)^[5].

Orbite

Excentricité

L'orbite de Mercure tourne très lentement autour du Soleil (ici, l'excentricité est exagérée).

Mercure a une orbite très excentrique qui fait varier sa distance au Soleil de 46 à 70 millions de kilomètres^[6],[7].

L'excentricité de l'orbite de Mercure varie de manière chaotique de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de 0,46 sur plusieurs millions d'années^{[Note 1],[8],[9]}.

En 1989, Jacques Laskar, du Bureau des longitudes, a démontré que les planètes intérieures du système solaire avaient toutes des courses chaotiques. Cependant Mercure est celle dont le mouvement est le plus chaotique^[10].

Précession du périhélie

Comme pour l'ensemble des planètes du système solaire, l'orbite de Mercure connaît une très lente précession du périhélie autour du Soleil^{[Note 2]}. Cependant, contrairement aux autres planètes, la période de précession du périhélie de Mercure ne concorde pas avec les prédictions faites à l'aide de la mécanique newtonienne.

En effet, Mercure connaît une précession légèrement plus rapide que celle à laquelle on peut s'attendre en appliquant les lois de la mécanique céleste, et se trouve en avance d'environ 43 secondes d'arc par siècle^[11].

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

Le 28 mars 1859, Le Verrier fut contacté par le médecin français Lescarbault à propos d'une tache noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui était probablement, d'après lui, une planète intramercurienne. Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma Vulcain — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il conclut que Vulcain tournait autour du Soleil en 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,14 ua. Il en déduit également un diamètre d'environ 2 000 km et une masse de 1/17^e de celle de Mercure. Cette masse était cependant bien trop faible pour expliquer les anomalies, mais Vulcain était une bonne candidate au corps le plus gros de cette hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à Mercure.

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

Finalement, l'énigme fut résolue en 1916 avec la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein. En appliquant la relativité générale au mouvement de Mercure, on en arrive à la précession mesurée.

Transit de Mercure

Le transit de Mercure peut se produire en mai ou en novembre lorsque Mercure se situe entre la Terre et le Soleil. La fréquence de ces transits est de 13 ou 14 par siècle. Le prochain se déroulera le 9 mai 2016.

Rotation

La révolution et la rotation de Mercure sont couplées : à chaque révolution, la planète effectue 1,5 rotation.

Alors qu'il étudiait Mercure afin d'en dresser une première carte, Schiaparelli avait remarqué après plusieurs années d'observation que la planète présentait toujours la même face au Soleil, comme la Lune le fait avec la Terre. Il en conclut alors en 1889 que Mercure était synchronisée par effet de marée avec le Soleil et que sa période de rotation équivalait à une année mercurienne, soit 88 jours terrestres. Cette durée était cependant erronée et il fallut attendre les années 1960 avant que les astronomes ne la revoient à la baisse.

En 1962, des observations par radar à effet Doppler ont été effectuées par le radiotélescope d'Arecibo sur Mercure afin d'en apprendre plus sur la planète et de vérifier si la période de rotation était bien égale à la période de révolution. Les températures relevées du côté de la planète censé être toujours exposé à l'ombre étaient trop importantes, ce qui suggéra que cette face sombre était parfois exposée au Soleil. En 1965, les résultats obtenus par Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce révèlent que la période de rotation de Mercure est en fait de 59 jours terrestres^[12], avec une incertitude de 5 jours. Cette période sera ajustée plus tard, en 1971, à 58,65 jours à ± 0,25 jours grâce à des mesures plus précises — toujours par radar — effectuées par R.M. Goldstein. Trois ans plus tard, La sonde Mariner 10 apportera une meilleure précision, mesurant la période de rotation à 58,646 ± 0,005 jours. Il se trouve que cette période est exactement égale aux 2/3 de la révolution de Mercure autour du Soleil ; ce qu'on appelle une résonance 3:2.

En comparaison avec la Terre, Mercure tourne 59 fois moins vite sur elle-même. Mercure ne présente donc pas toujours la même face au Soleil. L'erreur de Schiaparelli était due au fait que la période de rotation réelle de Mercure est presque exactement la moitié de la période synodique de Mercure (c'est-à-dire le temps mis par Mercure pour revenir à la même configuration Terre–Mercure–Soleil) par rapport à la Terre.

Pour garder une telle période de rotation en étant aussi proche du Soleil, Mercure dispose d'une orbite elliptique inclinée de 3,4° (par rapport à l'équateur solaire), ainsi qu'une forte excentricité — 0,2 — ce qui en fait la planète la plus excentrique . La raison pour laquelle les astronomes pensaient que Mercure était verrouillée avec le Soleil est qu'à chaque fois que Mercure était la mieux placée pour être observée, elle se trouvait toujours au même point sur son orbite (en résonance 3:2), présentant ainsi la même face à chaque fois ; ce qui serait aussi le cas si elle était totalement synchronisée avec le Soleil. Cette erreur peut être imputée à la difficulté d'observation de la planète avec les moyens de l'époque.

Il est cependant possible que par le passé, Mercure ait connu une période de rotation beaucoup plus rapide. Certains scientifiques avancent cette période jusqu'à 8 heures. Elle aurait progressivement diminué à cause des forces de marée engendrées par le Soleil sur Mercure. D'après les calculs, ce ralentissement de 8 heures à 58,65 jours se serait déroulé sur une période d'un milliard d'années, ce qui implique également un accroissement de la température intérieure de la planète de 100 K.^{[réf. souhaitée]}

En raison de sa résonance 3:2, bien qu'un jour sidéral (la période de rotation) dure environ 58,7 jours terrestres, le jour solaire (durée entre deux retours successifs du Soleil au méridien local) dure 176 jours terrestres, c'est-à-dire deux années mercuriennes. Ce qui fait qu'une journée, ainsi qu'une nuit, sur Mercure valent exactement une année chacune, soit 88 jours terrestres (presque un trimestre).

Il en résulte une journée mercurienne plutôt « étrange » pour un observateur qui serait situé à la surface de Mercure. À certains endroits^{[Note 3]}, celui-ci verra le Soleil se lever puis se recoucher, puis se relever à l'horizon Est ; et à la fin de la journée à l'Ouest, le Soleil se couchera puis se relèvera, pour se recoucher. Ce phénomène s'explique par la variation de la vitesse orbitale de Mercure. Quatre jours avant le périhélie,^{[réf. souhaitée]} la vitesse (angulaire) orbitale de Mercure est exactement égale à sa vitesse (angulaire) de rotation ; le mouvement du Soleil semble s'arrêter. Puis aux alentours du périhélie, la vitesse orbitale de Mercure excède sa vitesse de rotation et le Soleil semble alors avoir un mouvement rétrograde ; il apparaît retourner là d'où il vient, traversant le ciel d'ouest en est, durant environ quatre jours,^{[réf. souhaitée]} avant de reprendre un mouvement apparent normal, c'est-à-dire se déplaçant d'est en ouest.

Conditions de surface

« Atmosphère »

L'atmosphère de Mercure est quasi-inexistante ; on n'en décèle que quelques traces. Elle est extrêmement ténue à cause de la température très élevée de la surface et de la faible gravité de la planète, à tel point que les molécules de gaz de l'« atmosphère » entrent plus souvent en collision avec la surface de la planète qu'avec d'autres molécules de gaz. Il est d'ailleurs plus approprié de parler de l'exosphère^[13], commençant dès la surface de Mercure, directement « ouverte » sur l'espace, que de son « atmosphère ». Dans la plupart des cas, on peut la négliger et considérer Mercure comme privée d'atmosphère.

Cette exosphère est principalement composée de potassium (31 %), de sodium (25 %) et d'oxygène (9,5 %). On y trouve aussi des traces d'argon, de néon, d'hydrogène et d'hélium^[14].

calcium et magnésium dans l'exosphère de la planète Mercure

Mariner 10 mit en évidence une ionosphère d'au plus un cent-millième de celle de la Terre^[15].

Le vent solaire et le dégazage du sol expliquent cette exosphère transitoire, d'une très faible pression de 200 nPa et la variation considérable de la composition de l'atmosphère^[14].

Les atomes composant principalement l'exosphère de Mercure (potassium et sodium) ont une durée de vie (de présence) estimée à trois heures avant d'être libérés dans l'espace et une heure et demie lorsque la planète est au périhélie c'est-à-dire au plus proche du Soleil. Les atomes se renouvellent constamment puisque des ions provenant du vent solaire sont capturés par la magnétosphère de la planète. De plus, les météorites qui tombent à la surface aident à l'approvisionnement en atomes de sodium et de potassium^[16].

Le sodium et le potassium, ainsi que l'argon et une bonne part du néon proviennent du dégazage résiduel des roches, alors que l'hydrogène et l'hélium proviennent principalement de la capture des ions du vent solaire par la magnétosphère de Mercure.

Les impacts météoritiques (résiduels), comprenant les poussières du nuage zodiacal, qui éjectent des particules arrachées à la surface de la planète, contribuent aussi à la formation de cette infime « atmosphère ». Ces météorites apportent elles-mêmes de la matière et pourraient d'ailleurs être la source principale du potassium et du sodium détectés dans cette exosphère.

Conditions climatiques

Mercure est une planète très chaude. La température moyenne à la surface est 179 °C (452 K)^[17]. C'est la température de stabilisation en dessous du régolite, où le sous-sol n'est plus soumis à l'alternance des « ondes » thermiques de la journée et de la nuit (égales à l'année mercurienne).

Dans l'hémisphère nocturne, elle se stabilise vers 90 K (-183 °C) à la surface. Mais, elle monte jusqu'à 700 K (427 °C) dans l'hémisphère diurne, aux alentours du zénith.

De par l'inclinaison quasi nulle de son axe de rotation, ses zones polaires ne reçoivent les rayons solaires que rasants, ce qui doit induire une température d'équilibre en sous-sol bien inférieure à celles des latitudes plus basses et induit des températures de surface inférieures à 50 K (-223 °C) dans le fond des cratères polaires, où la lumière solaire ne pénètre jamais. De la glace pourrait y être conservée, car à ces températures elle ne se sublime quasiment plus (la pression partielle de vapeur de la glace est quasiment nulle).

Par comparaison, la température sur Terre varie seulement d'environ 11 K (sans tenir compte du climat ou des saisons, uniquement le rayonnement solaire).

Depuis sa surface, le Soleil apparaît en fonction de l'orbite elliptique de Mercure entre 2,1 et 3,3 plus gros que depuis la Terre, et sa lumière est environ 7 fois plus intense avec un flux de rayonnement solaire de 9126,6 W/m².

Géologie

Surface

La surface de Mercure est couverte d'un tapis poussiéreux de minéraux (silicates) et de cratères^[12]. La planète ressemble beaucoup en apparence à la Lune, ne présentant a priori aucun signe d'activité interne. Pour les astronomes, ces cratères sont très anciens et racontent l'histoire de la formation du système solaire, lorsque les planétésimaux entraient en collision avec les jeunes planètes pour fusionner avec elles. Par opposition, certaines portions de la surface de Mercure semblent lisses, vierges de tout impact^[18],[19]. Il s'agit probablement de coulées de lave recouvrant un sol plus ancien et plus marqué par les impacts. La lave, une fois refroidie, donnerait lieu à une surface lisse, blanchâtre. Ces plaines datent d'un âge plus récent, postérieur à la période de bombardements intenses.

Le plus remarquable de ces cratères (du moins, sur la portion qui a pu être photographiée) est le Bassin Caloris, un impact météoritique d'un diamètre d'environ 1 300 km et qui fut formé après la chute d'un astéroïde d'une taille avoisinant les 150 km il y a près de 3,85 milliards d'années. Son nom (« Caloris », chaleur en latin) vient du fait qu'il est situé sur l'un des deux « pôles chauds » de la surface de Mercure qui fait directement face au Soleil lorsque la planète est au plus proche de celui-ci. Les cratères d'un diamètre supérieur à 200 km sont appelés « bassins ». Il s'agit d'une grande dépression circulaire avec des anneaux concentriques. Plus tard, de la lave a certainement coulé dans le cratère et a lissé sa surface. Seule la partie est du bassin a pu être photographiée par la sonde Mariner 10, la partie ouest étant plongée dans l'ombre au moment du survol de Mercure^[20].

Discovery Scarp (au centre), l'un des plus importants escarpements photographiés par Mariner 10. Il mesure 350 km de long et coupe deux cratères de 35 et 55 km de diamètre.

De l'autre côté du bassin se trouve une région très accidentée, de la taille de la France et de l'Allemagne réunies, formée de blocs rocheux désordonnés. Les scientifiques pensent que ces fractures sont le résultat du choc qui produisit le Bassin Caloris. Les ondes de choc produites par l'impact météoritique ont déformé la face opposée, soulevant le sol à une hauteur de 800 m à 1 000 m et déformant la surface de Mercure, produisant cette région chaotique^[21],[22].

Par ailleurs, les photographies prises par Mariner 10 révèlent la présence d'escarpements lobés dus à une contraction de la planète lors de son refroidissement. Ce refroidissement entraîna une diminution du rayon de la planète d'environ 2 km, produisant des cassures dans la croûte pour former des crêtes et des plis. Ces escarpements traversent les cratères, les montagnes et les vallées et peuvent atteindre une longueur de 500 km. Certaines crêtes atteignent des hauteurs d'environ 4 km. L'ancienneté de ces escarpements montre que la planète n'a pas connu d'activité tectonique depuis son jeune âge.

Les différentes caractéristiques de la surface de Mercure sont^[23],[24] :

• les cratères — voir liste des cratères de Mercure ;
• les Albedos (régions marquées par une réflexion plus forte ou plus faible) — voir liste des albedos de Mercure ;
• les Dorsa (crête) — voir liste des crêtes de Mercure ;
• les Montes (montagnes) — voir liste des monts de Mercure ;
• les Planitiae (plaines) — voir liste des plaines de Mercure ;
• les Rupes (escarpements) — voir liste des escarpements de Mercure ;
• les Valles (vallées) — voir liste des vallées de Mercure.

Périodes

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

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

Il y a peu de chance pour que Mercure ait possédé une atmosphère initiale (juste après l'accumulation de matière), ou alors elle se serait évaporée très tôt avant l'apparition des plus anciens cratères. Si Mercure avait eu une atmosphère, on aurait pu remarquer une érosion des cratères par les vents, comme sur Mars. Les escarpements présents majoritairement dans les régions « inter-cratères » (qui sont des surfaces plus anciennes que les cratères) et qui traversent parfois certains des plus vieux cratères, montrent que le refroidissement du noyau et la contraction de la planète se sont produits entre la fin de la première période et le début de la seconde.

• La seconde période est caractérisée par un fort bombardement météoritique par des corps relativement gros (des résidus du processus d'accrétion), couvrant la surface de Mercure par des cratères et des bassins (cratères larges de plus de 200 km de diamètre), et se termine à la formation du bassin Caloris. Il n'est pas certain que cette période soit la phase terminale de l'accrétion de Mercure ; il est possible qu'il ne s'agisse que d'un second épisode de bombardement indépendant de cette accumulation. D'autant plus que c'est l'époque du grand bombardement tardif.

• La formation du bassin Caloris marque la séparation entre la seconde et la troisième période. L'impact météoritique a donné lieu à de fortes transformations de la surface de Mercure : la création de l'anneau montagneux Caloris Montes autour du cratère produit par l'impact et les déformations chaotiques de l'autre côté de la planète. Cet évènement s'est produit il y a environ 3,8 milliards d'années. L'asymétrie de la répartition interne des masses qu'il a occasionnée, à l'échelle de la planète, a été le pivot sur lequel se fonde la synchronisation des périodes rotation/révolution : le bassin Caloris est (avec son antipode) un des « pôles équatoriaux chauds ».

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

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

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

Glace

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

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

La présence de glace sur Mercure peut surprendre ; les températures régnant à la surface de la planète peuvent atteindre 430 °C, notamment aux « pôles chauds » — régions les plus exposées au Soleil, lorsque Mercure est au plus proche de celui-ci. Cependant, certains cratères présents aux pôles peuvent ne jamais être exposés aux rayons du Soleil, et donc plongés dans une obscurité permanente. Des études ont montré que la température au niveau de ces cratères n'excède pas 102 K (-171 °C). Certaines surfaces plates, même au niveau des pôles toujours, seraient soumises à des températures inférieures à 167 K (-106 °C). Exposée à de telles conditions, l'eau peut rester sous forme de glace.

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

Volcanisme

Mercure en fausses couleurs. Les couleurs mettent en évidence des régions de composition différente, notamment les plaines lisses issues de coulées de lave (en bas à gauche, en orange).

La présence de plaines plus jeunes (les plaines lisses) est la preuve que Mercure a connu dans son passé de l'activité volcanique^[25]. L'origine de ces plaines a été mise en évidence à la fin des années 1990 par Mark Robinson et Paul Lucey en étudiant les photographies de Mercure. Le principe était de comparer les surfaces lisses — formées à partir de coulées de laves — avec les autres, non lisses (et plus anciennes). S'il s'agissait bien d'éruptions volcaniques, ces régions devaient être d'une composition différente de celle qu'elles recouvraient, puisque composées de matériaux venant de l'intérieur de la planète.

Les images prises par Mariner 10 ont d'abord été recalibrées à partir d'images prises en laboratoire avant le lancement de la sonde, et d'images prises durant la mission des nuages de Vénus (Vénus présente une texture plutôt uniforme) et de l'espace profond. Robinson et Lucey ont ensuite étudié divers échantillons de la Lune — qui aurait connu une activité volcanique similaire — notamment la réflexion de la lumière afin de faire un parallèle entre la composition et la réflexion de ces matériaux.

À l'aide de techniques avancées de traitement d'images numériques (qui n'étaient pas possibles à l'époque de la mission Mariner 10), ils ont appliqué un code de couleurs aux images afin de différencier les matériaux minéraux sombres des matériaux métalliques. Trois couleurs ont été utilisées : le rouge pour caractériser les minéraux opaques, sombres (plus le rouge est prononcé, moins il y a de minéraux sombres) ; le vert pour caractériser à la fois la concentration d'oxyde de fer (FeO) et l'intensité du bombardement de micrométéorites, également appelé « maturité » (la présence de FeO est moins importante, ou la région est moins mature, sur les portions plus vertes) ; le bleu pour caractériser le rapport UV/lumière visible (l'intensité de bleu augmente avec le rapport). La combinaison des trois images donne des couleurs intermédiaires. Par exemple, une zone en jaune peut représenter une combinaison d'une forte concentration en minéraux opaques (rouge) et une maturité intermédiaire (vert).

Une plaine lisse recouvrant un ancien bassin de 190 km de diamètre.

Robinson et Lucey ont alors remarqué que les plaines étaient marquées de couleurs différentes par rapport aux cratères et ont pu en déduire que ces plaines étaient de composition différente par rapport aux surfaces plus anciennes (caractérisées par la présence de cratères). Ces plaines ont dû, à l'instar de la Lune, être formées par des coulées de lave. De nouvelles questions se posent alors quant à la nature de ces remontées de roche en fusion : s'agit-il de simples épanchements fluides, ou d'éruptions explosives ? Cependant, toutes les plaines n'ont peut-être pas pour origine des coulées de lave. Il est possible que certaines se soient formées à partir de retombées de poussières et de fragments du sol, éjectés lors de gros impacts météoritiques.

Certaines éruptions volcaniques ont pu se produire suite à de grosses collisions. Dans le cas du Bassin Caloris, le cratère généré par l'impact devait avoir à l'origine une profondeur de 130 km, atteignant probablement le manteau qui a dû entrer partiellement en fusion lors du choc (pression et température très importantes). Le manteau est ensuite remonté lors du réajustement du sol, comblant le cratère.

Ainsi, sachant qu'une partie de la surface de Mercure provient de son intérieur, les scientifiques ont pu en apprendre plus sur la composition interne de la planète.

Structure interne

La planète possède un noyau métallique correspondant à un minimum de 55% de la masse de la planète^[26], plus gros que celui de la Terre en proportions. Des recherches récentes suggèrent que ce noyau est liquide^[27]. La composition interne de la planète, est de 70 % de métaux (principalement dans le noyau) et 30 % de silicates (manteau). La masse volumique moyenne est de 5 430 g⋅cm^-3, ce qui est comparable à la masse volumique terrestre (5 515 g⋅cm^-3)^[28]. À partir d'observations depuis la Terre, les astronomes savaient avant même d'envoyer Mariner 10 que Mercure était à peu près aussi dense que la Terre. En revanche, ils ne s'attendaient pas à ce que la croûte de Mercure soit d'une si faible densité, d'après les mesures effectuées par la sonde américaine. Ces résultats indiquent que Mercure possède un énorme noyau métallique occupant 42 % du volume planétaire, avec un rayon de 75 % de celui de la planète. En comparaison, le noyau de la Terre, lui, ne remplit que 17 % de son volume. Ceci implique que Mercure possède — en proportions — une quantité de fer deux fois plus importante que tout autre objet du système solaire. C'est la raison pour laquelle on la surnomme parfois « la planète métallique »^[29].

La raison pour laquelle Mercure possède un noyau si gros est encore inconnue et l'un des objectifs principaux des prochaines missions vers Mercure est d'étudier et comprendre la structure interne de la planète. Une réponse qui pourra nous en apprendre beaucoup sur la formation du système solaire.

Cet énorme noyau est recouvert d'un manteau de silicate d'une épaisseur de 500 à 600 km, puis d'une croûte^[30]. L'étude du spectre de la planète montre que la surface semble pauvre en métaux, ce qui intrigue les scientifiques. Sur Terre, le fer est abondant en surface. Cet élément est même présent dans chaque couche de la planète. Mercure a dû connaître un processus différent lors de sa formation.

Du fait de son important noyau ferreux et de son importante densité, Mercure est une planète très massive pour sa petite taille. Par comparaison, Ganymède, un satellite de Jupiter, est légèrement plus grande que Mercure pour une masse deux fois plus petite !

Métallicité

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

Le bassin Caloris situé dans l'ombre du terminateur (à gauche), cratère formé suite à un impact météoritique, et mesurant 1 350 km de diamètre.

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

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

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

Champ magnétique

Révélée par la sonde Mariner 10 lors de sa première approche, en mars 1974, la présence d'un champ magnétique faible^[30] surprit les astronomes qui pensaient jusque là que Mercure était dépourvue de toute magnétosphère. Vingt minutes avant de survoler la planète au plus près, les magnétomètres de Mariner 10 détectèrent l'onde de choc d'étrave produite par la collision de ce champ avec celui du Soleil et le mesurèrent à 1 µT, ce qui représente un peu moins d'un soixantième du champ magnétique terrestre^[31].

La source du champ magnétique, encore incertaine, a été déterminée durant un second passage de Mariner 10 comme étant intrinsèque à Mercure, et non pas provoquée par l'action des vents solaires. Avant la mission Mariner 10, les astronomes ne pensaient pas que Mercure possédât un champ magnétique du fait de sa vitesse de rotation — trop lente pour pouvoir l'engendrer par effet dynamo — et de sa petite taille — qui laissait penser que le noyau de Mercure s'était solidifié depuis longtemps. Il fallut donc admettre que ce noyau est partiellement fondu et connaît des mouvements de convection qui seraient à l'origine de ce champ. Néanmoins, les estimations récentes suggèrent que le noyau de Mercure n'est pas assez chaud pour que le fer–nickel soit présent sous forme liquide. En revanche, il est possible que d'autres éléments soient présents, comme le soufre ; qui se sont concentrés dans la phase liquide résiduelle, abaissant ainsi le point de fusion du mélange^[27],[32]. Il se peut également que le champ magnétique de Mercure soit le reste d'un ancien effet dynamo qui a maintenant cessé, devenu « figé » dans les matériaux magnétiques solidifiés du noyau (la période de rotation ayant pu être beaucoup plus courte par le passé).

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

Exploration

Observation dans l'Antiquité

Mercure est connue depuis que les hommes s'intéressent au ciel nocturne ; la première civilisation à en avoir laissé des traces écrites est la civilisation sumérienne^[33] (III^e millénaire av. J.-C.) qui la nommait « Ubu-idim-gud-ud », mais elle était probablement connue depuis bien avant.

Les premiers écrits d'observations détaillées de Mercure nous viennent des Babyloniens. Les Babyloniens donnaient à cet astre, qu'ils associaient au dieu Nabû du savoir dans la mythologie mésopotamienne, le nom de « gu-ad » ou « gu-utu ». Ils sont également les premiers à avoir étudié le mouvement apparent de Mercure, qui est différent de celui des autres planètes^[34].

Plus tard, dans l'Antiquité, les Grecs considérèrent jusqu'au IV^e siècle av. J.‑C. que Mercure visible avant le lever du Soleil d'une part et Mercure visible après son coucher d'autre part relevaient de deux astres distincts, appelés respectivement du nom des dieux Apollon (Ἀπόλλων) et Hermès (Ἑρμῆς) de la mythologie grecque^[33]; bien que Pythagore aurait « démontré » qu'il s'agissait du même astre. Les Égyptiens procédèrent de même en donnant le nom de Sat à l'étoile du soir et Horus à celle du matin^[35].

Le nom « Mercure » est issu de la mythologie romaine. Mercure, ou Hermès dans la mythologie grecque, est le messager des dieux ainsi que le dieu protecteur des commerçants, des médecins et des voleurs. L'association de la planète au dieu Mercure semble provenir du fait que la planète se déplace rapidement dans le ciel, rappelant la célérité de la divinité gréco-romaine^[36].

Hygin qui, au I^er siècle ap. J.-C., a compilé un grand nombre de sources grecques mentionne dans ses Fables mythologiques^[37] que la planète était aussi connue sous le nom de Stilbon (ou Stilbos), « celui qui brille »^[38].

Vue depuis des millénaires dans le ciel terrestre, Mercure est une planète difficile à observer depuis la Terre de par sa distance relativement proche du Soleil. Depuis l'Antiquité, son observation est un défi pour les astronomes ; la planète restant dans les environs du Soleil dont la lumière éblouit. De plus, elle n'est visible qu'au petit matin, ou au crépuscule, et seulement quelques moments dans l'année. Mercure possède une magnitude apparente qui varie entre -0,4 et 5,5^[39].

La planète est visible juste au-dessus de l'horizon, ce qui accroît la difficulté d'observation : la lumière réfléchie par Mercure doit traverser dix fois plus d'atmosphère terrestre que si on l'observait au zénith, ce qui produit des distorsions et une image moins nette. On raconte que sur son lit de mort Copernic regretta de ne jamais avoir pu observer Mercure à cause des brouillards qui s'élevaient sur la Vistule. Cette anecdote a peut-être été inventée mais elle montre qu'il est bien difficile d'observer cet astre.

Cartographie

À partir d'observations terrestres

Le premier astronome à avoir discerné des caractéristiques géologiques de Mercure était Johann Hieronymus Schröter qui, vers la fin du XVIII^e siècle, dessina en détails ce qu'il avait pu observer, dont des montagnes pouvant atteindre 19 km de haut. Ses observations furent cependant infirmées par William Herschel qui ne put voir aucune de ces caractéristiques.

Par la suite, d'autres astronomes ont dressé des cartes de Mercure, dont l'italien Giovanni Schiaparelli et l'américain Percival Lowell (en 1896) qui y voyaient des zones sombres en formes de lignes, similaires aux canaux de Mars. Schiaparelli et Lowell avaient également esquissé des cartes de Mars en soutenant qu'il y avait des canaux artificiels.

Carte de Giovanni Schiaparelli

Carte de Percival Lowell (1896)

Carte d'Eugène Antoniadi (1934)

La meilleure carte d'avant Mariner 10 provient du franco-grec Eugène Antoniadi, au début des années 1930. Elle fut utilisée pendant près de 50 ans jusqu'à ce que Mariner 10 nous renvoie les premières photos de la planète. Antoniadi montra que les canaux n'étaient qu'une illusion d'optique. Il reconnut que l'élaboration d'une carte précise de Mercure était impossible à partir d'observations effectuées à l'aube ou au crépuscule, à cause des perturbations atmosphériques (l'épaisseur d'atmosphère terrestre que la lumière doit traverser lorsque Mercure se trouve à l'horizon est importante et crée des distorsions de l'image). Il entreprit alors de faire des observations — dangereuses — en plein jour lorsque le Soleil était bien au-dessus de l'horizon. Il gagna ainsi en netteté, mais perdit en contrastes à cause de la lumière du Soleil. Antoniadi parvint tout de même à achever sa carte en 1934, composée de plaines et de montagnes.

Les coordonnées utilisées sur ces cartes ont peu d'importance dans la mesure où elles ont été établies alors qu'on pensait, comme Schiaparelli l'avait affirmé, que la période de rotation de Mercure sur elle-même était la même que la période de révolution autour du Soleil. Il s'agit donc de la face supposée toujours illuminée qui a été cartographiée.

Depuis Mariner 10

En 1974–75^[12], Mariner 10 rapporta des photographies en haute résolution permettant la cartographie d'environ 40–45% de sa surface, révélant les détails topographiques jamais vu auparavant : une surface recouverte de cratères avec des montagnes et des plaines, et très ressemblante à celle de la Lune. Il a d'ailleurs été assez difficile de faire une corrélation entre les caractéristiques photographiées par la sonde et les cartes établies par télescope. Certaines des manifestations géologiques de la carte d'Antoniadi se sont révélées inexistantes.

L'Union Astronomique Internationale a défini en 1970 le méridien 0° comme étant le méridien solaire au premier périhélie après le 1^er janvier 1950. Le système de coordonnées utilisé par Mariner 10 se fonde sur le méridien 20° qui coupe le cratère Hun Kal (Hun Kal signifie « 20 » en maya), ce qui donne une légère erreur de moins de 0,5° par rapport au méridien 0° défini par l'UAI. Le cratère Hun Kal est en quelque sorte le Greenwich de Mercure. L'équateur se trouve dans le plan de l'orbite de Mercure. Les longitudes sont mesurées de 0° à 360° en allant vers l'ouest.

Mercure est découpée en 15 quadrangles. Plusieurs méthodes de projection ont été utilisées pour cartographier la surface de Mercure, suivant la position du quadrangle sur le globe. Cinq projections Mercator (projection cylindrique tangente à l'équateur) entourant la planète au niveau de l'équateur, entre les latitudes 25° nord et 25° sud ; quatre projections Lambert (projection conique) entre 20° et 70° de latitude pour chaque hémisphère ; et deux projections stéréographiques pour cartographier les pôles (jusqu'à 65° de latitude).

Chaque quadrangle commence par la lettre H (pour « Hermès »), suivit de son numéro (de 1, pôle Nord, à 15, pôle Sud). Leur nom provient d'une caractéristique importante présente sur leur région (bassin, cratère, etc.) et un nom d'albedo (entre parenthèses) leur est attribué. Les noms d'albedos assignés pour cette nouvelle carte proviennent de celle d'Antoniadi, puisque c'était celle utilisée jusque là par tous les observateurs depuis plusieurs décennies. Ils servent pour repérer les quadrangles lors des observations au télescope depuis la Terre, où l'on ne distingue que les variations d'intensité de lumière. Seuls Lowell et Antoniadi avaient annoté leurs cartes. Les quadrangles non cartographiés ne possèdent que leur nom d'albédo.

Exploration robotisée

Avant d'y envoyer des sondes, on ne connaissait que peu de choses de Mercure. Jusqu'à l'arrivée de la sonde Messenger en janvier 2008, seule la sonde Mariner 10 avait survolé Mercure (en 1974) : c'est à elle que l'on doit une grande partie de ce que l'on connaît de cette planète. La mission actuellement en cours (Messenger), et une autre en préparation devraient nous apporter plus d'informations sur Mercure dans les années à venir.

Mariner 10

La sonde Mariner 10 envoyée par la NASA.

Mariner 10 a été la première sonde à étudier Mercure de près^[40]. Elle a survolé la planète à trois reprises, en mars et septembre 1974^[12] et en mars 1975. À l'origine, elle était destinée à survoler et étudier Vénus, mais les astronomes ont pensé qu'ils pourraient en faire usage également pour étudier Mercure, dont on connaissait peu de choses. Mariner 10 est donc la première sonde à avoir utilisé l'assistance gravitationnelle d'une planète — Vénus — pour en atteindre une autre^[33].

La sonde aura pris durant ces trois passages plus de 2000^[41] photographies de Mercure dont certaines à haute résolution (100 m par pixel). Cependant, seuls 45 % de la surface ont pu être cartographiés. En effet, lors de ses trois passages, Mercure présentait la même face au Soleil ; les régions à l'ombre étant impossibles à cartographier.

Mariner 10 permit de découvrir la présence d'une très mince atmosphère, ainsi qu'une magnétosphère. Elle apporta également des précisions sur sa vitesse de rotation, et de nombreuses autres données exploitables par les scientifiques. La mission arriva à terme le 24 mars 1975 lorsque la sonde se trouva à court de carburant.

Messenger

Mercure, imagé par Messenger, à l'occasion de son premier survol, en janvier 2008

Une nouvelle mission pour Mercure baptisée Messenger^[42] (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) a été lancée le 3 août 2004 de Cap Canaveral à bord d'une fusée Boeing Delta 2. La sonde Messenger a effectué un premier survol de Mercure en janvier 2008, ainsi qu'un second le 6 octobre de la même année. Ce passage permit de dévoiler une grande partie de la face cachée de la planète. Messenger a effectué un troisième passage, à 200 km d'altitude, en septembre 2009, qui permit de terminer la cartographie (10% restaient encore inconnus), avant d'entrer en orbite autour de Mercure le 18 mars 2011 vers 1h UTC. Une fois en orbite, elle étudiera l'atmosphère et la magnétosphère de la planète, sa composition chimique en surface et sa structure.

La sonde restera en orbite durant une année terrestre. Elle rapportera également de nouvelles photos à une résolution de 250 m par pixel et devrait produire des cartes de sa composition globale, un modèle en trois dimensions de la magnétosphère, la topographie de l'hémisphère nord et caractériser les éléments volatils présents dans les cratères constamment ombragés des pôles.

BepiColombo

L'Agence spatiale européenne est en train de planifier en collaboration avec l'Agence spatiale japonaise une mission baptisée BepiColombo^[43], qui prévoit de placer deux sondes en orbite autour de Mercure : l'une pour cartographier la planète (Mercury Planetary Orbiter), l'autre pour étudier sa magnétosphère (Mercury Magnetospheric Orbiter). Le projet de l'envoi d'un atterrisseur embarqué avec la mission a dû cependant être abandonné pour des raisons budgétaires. Ces deux sondes vont être envoyées par un lanceur Soyouz en août 2014. Elles vont rejoindre Mercure environ six ans plus tard pour l'étudier durant une année.

Le programme BepiColombo a pour objectif de répondre à une douzaine de questions que se posent les astronomes, notamment au sujet de la magnétosphère et de la nature du noyau de Mercure (liquide ou solide), de la possible présence de glace au fond des cratères constamment à l'ombre, de la formation du système solaire et de l'évolution en général d'une planète au voisinage de son étoile. Des mesures très précises du mouvement de Mercure vont également être effectuées afin de vérifier la théorie de la Relativité générale, censée expliquer les anomalies observées dans son orbite.

Une possible colonisation humaine

Un cratère au pôle nord ou au pôle sud de Mercure serait peut-être l'un des meilleurs endroits extraterrestres pour l'établissement d'une colonie, là où la température resterait constante (à environ -200 °C). Ceci est dû à une inclinaison axiale quasi nulle de la planète et au vide quasi-parfait à la surface, empêchant l'apport de chaleur depuis les portions éclairées par le Soleil. Ce qui rend ainsi toujours sombre et froid le fond d'un cratère — même peu profond — à l'un des pôles, mais surtout éviterait de gros écarts de température. La colonie pourrait se chauffer elle-même et la faible température ambiante permettrait une évacuation plus facile de la chaleur que sur un autre lieu extraterrestre.

Une base n'importe où ailleurs, serait exposée en « journée » durant un trimestre (terrestre) à la chaleur intense du Soleil, puis durant une période nocturne identique sans la moindre source de chaleur extérieure. La situation ne serait pas aussi compliquée qu'il n'y paraît à première vue : les installations pourraient être enterrées sous plusieurs mètres de régolithe qui, dans le vide, servirait aussi bien d'isolant thermique que de bouclier antiradiations. Des approches similaires ont été proposées pour l'installation de bases sur la Lune, dont le jour dure deux semaines, suivi d'une nuit de deux semaines également. Par ailleurs, la base pourrait profiter du jour pour stocker la chaleur et s'en servir ensuite la nuit. Il serait aussi possible de se servir de la chaleur disponible dans les roches du sous-sol, où la température est quasi-constante de l'ordre de 180 °C (voir chapitre Conditions climatiques et insolation) : une sorte de géothermie mercurienne. En revanche, la protection des robots et des véhicules contre la chaleur du Soleil pourrait poser beaucoup plus de difficultés, entraînant une limitation des activités en surface durant le jour.

Notes et références

Notes

Références

Voir aussi

Articles connexes

• Bassin Caloris
• Transit de Mercure
• Vulcain
• Vulcanoïde
• Satellites de Mercure

Liens externes

• (fr) Agence Presse - Noyau Liquide de Mercure
• (fr) Caractéristiques de Mercure sur le site de l'IMCCE
• (fr) Regards sur le Système Solaire
• (fr) Mercure - pioneer-astro
• (en) National Space Science Data Center
• (en) MERCURY Mariner 10 Image Project
• (en) Atlas de Mercure - NASA
• (en) Mercury sur worldbook@Nasa

Bibliographie

 : Ouvrage utilisé comme source pour la rédaction de cet article

• Ivar Ekeland, Le Chaos, Éditions Le Pommier, 27 avril 2006, 149 p. (ISBN 2-7465-0159-7) [présentation en ligne] 
• Ilya Prigogine, Les lois du Chaos, Flammarion, coll. « Champs » (ISBN 2-08-081369-2) 
• Jacques Laskar, Chaos & déterminisme, Le Seuil, coll. « Points Sciences », 1992 (ISBN 2-02-015182-0), « La Stabilité du système solaire » 
• P. Humbert, De Mercure à Pluton, planète et satellites, Albin Michel, Sciences d'Aujourd'Hui (1941) 
• Isaac Asimov, Mercure, la planète rapide, Flammarion, coll. « Bibliothèque de l'univers », 1990 (ISBN 2-08-161461-8) 
• Peter Frances (éditeur en chef), Le ciel et l'univers, ERPI, 2006, 512 p. (ISBN 2-7613-1966-4) [présentation en ligne] 
• John Duncan, L'astronomie, Parragon, 27 mars 2007, 256 p. (ISBN 978-1-4054-8914-0) [présentation en ligne] 
• Introduction à l'astronomie, Montréal, Études vivantes, 1990, 228 p. (ISBN 2-7607-0462-9) 
• Thérèse Encrenaz, Jean-Pierre Bibring, Michel Blanc, Maria Antonietta Barucci, Françoise Roque, Philippe Zarka, Le système solaire, CNRS Éditions - EDP Sciences, 2003, (ISBN 978-2-86883-643-4)
• Charles Frankel, Dernières nouvellles des planètes, Seuil, 2009, 300 p. (ISBN 978-2-02-096549-1) 

v · d · m Le Système solaire
Le Soleil · Mercure · Vénus · Terre · _Mars ·_ Mars · Cérès · Jupiter · Saturne · Uranus · Neptune · Pluton · Haumea · Makemake · Éris
Objets massifs de la ceinture de Kuiper	Sedna · Quaoar · (225088) 2007 OR10 · Charon · (84522) 2002 TC302 · Orcus · Varuna · (229762) 2007 UK126 · (303775) 2005 QU182
Lunes et lunes astéroïdales	Mercurienne · Vénusienne · Terrestres : Lune · Martiennes · Joviennes : Io · Europe · Ganymède · Callisto · Saturniennes : Titan · _Uraniennes :_ Uraniennes : Titania · Neptuniennes : Triton · Plutoniennes · Haumeainnes · Érisienne
Anneaux	Joviens · Saturniens · Uraniens · Neptuniens · Plutoniens · Ganymédiens · Callistiens · Europiens · Rhéans
Petits corps	Astéroïdes (liste) : Pallas · Junon · Vesta · Comètes :1P/Halley · 2P/Encke · Damocloïde · Météoroïdes
Principales zones	Vulcanoïde · Ceinture d’astéroïdes · Centaure · Ceinture de Kuiper · Disque des objets épars · Objets détachés · Nuage de Hills · Nuage d’Oort
Autres	Héliosphère · Héliopause · Héliogaine · Formation et évolution du système solaire · Milieu interplanétaire · Planètes hypothétiques · C/1992 J1
Liste des objets du système solaire classés par : taille · masse · distance au Soleil

v · Mariner 10 (1973) · MESSENGER (2004)
Orbiteurs	MESSENGER (2004)
Futures missions	BepiColombo (2014)
Voir aussi	Mercure
Les dates indiquées sont celles de lancement

• Portail de l’astronomie