Planétologie/La géologie de Mercure

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Comme premier aperçu de Mercure, on peut dire qu'il s'agit d'une petite planète, sans atmosphère, criblée de cratères. Du fait de sa faible distance au Soleil, la température de surface est particulièrement élevée : +450°C lors de la journée. Heureusement que la température diminue durant la nuit, quoique la température de -150°C doit refroidir certaines ardeurs. Elle n'a pas de satellite. 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, elle est extrêmement petite, à la surface pleine de cratères. La majorité des connaissances sur Mercure proviennent non seulement de l'étude de son orbite, mais surtout des missions d'exploration. La première mission d'exploration, Mariner 10, date de 1973. La plus récente, Messenger, nous a donné un aperçu assez fidèle de sa surface.

Tableau récapitulatif des missions vers Mercure
Sonde Date Agence spatiale
Mariner 10 Lancement en novembre 1973, trois survols en 1974 et 1975. NASA
MESSENGER Lancement en août 2004, trois survols en 2008 et 2009. NASA

Surface de Mercure[modifier | modifier le wikicode]

Pôle Sud de Mercure.

La surface de Mercure est entièrement criblée de cratères, en majorité relativement "petits", mais l'un 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 grand 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. Ceux de Mercure n'ont pas été érodés et aucune forme de tectonique ou de volcanisme ne les a 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 failles, dont une fissure qui entoure la planète au niveau de l'équateur. La plupart ont une longueur de plusieurs centaines de kilomètres, avec 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 contractions, 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 radar montrent des points brillants. Une hypothèse suppose que ces points sont des morceaux de glace, qui refléteraient la lumière et les ondes radar. La présence de glace ne semble pas vraiment compatible avec la température de la surface exposée au Soleil, qui la ferait fondre. La température est de +450°C lors de la journée, mais de -150°C 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.

Structure interne[modifier | modifier le wikicode]

Structure interne de Mercure.

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 apparaît que Mercure est un astre très dense, bien plus que la Terre ou les autres planètes telluriques : sa densité est de 5,42. 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%.


Démonstration

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 est la somme de la masse du noyau et la masse du manteau (on néglige la croûte)  :

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

Divisons alors par le volume total de la planète.

On sait que , ce qui permet d'écrire : . En faisant le remplacement, on a :

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. Si on suppose que le noyau est composé de fer, sa densité doit être de 7,97. La densité de la planète est de 5,42. L’équation précédente devient donc :

Le calcul nous donne :

En clair, le noyau prend 42,8% du volume de la planète.

Avec le calcul précédent, on peut démontrer que le noyau doit avoir un rayon d'environ 1 830 kilomètres, à comparer aux 2 440 kilomètres du rayon de la planète. On en déduit que le manteau doit avoir environ 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 fer et le nickel, qui composent son noyau. Cependant, la teneur en fer 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 théorie, mieux acceptée, est que Mercure serait entré en collision avec un gros météore, l'impact ayant été assez puissant pour souffler une grande partie du manteau de Mercure.

Champ magnétique[modifier | modifier le wikicode]

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 modélisations et les simulations sur ordinateur 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 semble déjà avoir dissipé toute sa chaleur interne en raison 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.

Magnétosphère mercurienne.

Histoire géologique de Mercure[modifier | modifier le wikicode]

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

  • l'ère pré-Tolstoïenne, de -4,5 à -3,9 milliards d'années ;
  • l'ère Tolstoïenne, de -3,9 à -3,85 milliards d'années ;
  • l'ère Calorienne, de -3,85 à -3,80 milliards d'années ;
  • l'ère du Calorien supérieur, de -3,80 à -3 milliards d'années ;
  • l'ère du Mansurien/Kuipérien, -3 milliards d'années à aujourd'hui.

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 croûte 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. Le volcanisme induit forma de nombreuses plaines de petites taille. Par la suite, le refroidissement de Mercure entraîna 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.