Mardi 14 février
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Galerie : Mercure Sur le Web
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IntroductionEn raison de son déplacement rapide dans le ciel, la planète la plus proche du Soleil a reçu le nom de Mercure, dieu du commerce et des voyages dans la mythologie romaine. Repérée dès l'Antiquité, elle est restée longtemps méconnue en raison de sa petite taille et de sa proximité avec l'astre du jour qui rendent son observation difficile. En fait, l'essentiel des connaissances que nous en avons aujourd'hui est à mettre au crédit de deux sondes automatiques : Mariner 10 et Messenger. La première l'a survolé par trois fois en 1974-1975 et a photographié environ 45% de sa surface. La seconde est destinée à se placer sur orbite mercurienne en 2011, mais a d'ores et déjà réalisé trois survols. Et grâce à elle, plus de 95% de la planète sont désormais cartographiés. Mercure est un monde inhospitalier, pratiquement dépourvu d'atmosphère et portant toujours les stigmates du grand bombardement météoritique survenu il y a quatre milliards d'années. Sa surface grisâtre et cribblée de cratères n'est d'ailleurs pas sans rappeler celle de la Lune, à ceci près que l'on ne trouve pas d'équivalent des mers, ces vastes plaines sombres qui occupent près de 30% de la face visible de notre satellite. En outre, Mercure possède des structures géologiques qui lui sont spécifiques, comme de grands escarpements pouvant atteindre plusieurs milliers de mètres de hauteur et plusieurs centaines de kilomètres de longueur. L'existence de ces failles gigantesques serait due au rétrécissement progressif de la planète au cours de son refroidissement.
Une autre caractéristique propre à Mercure est la présence d'un faible champ magnétique, dont la détection par Mariner 10 a beaucoup surpris les scientifiques. Aujourd'hui encore, son origine est mal comprise, même si des avancées ont pu être faites grâce aux observations de Messenger et à celles menées depuis la Terre. Depuis la rétrogradation de Pluton au rang de naine en 2006, Mercure est redevenue la plus petite planète du système solaire. Avec un diamètre de 4 880 kilomètres, elle est même plus petite que Ganymède et Titan, satellites respectifs de Jupiter et Saturne. Sa superficie totale, d'environ 75 millions de kilomètres carrés, est comparable à celle de l'océan Atlantique et représente la moitié de celle de nos terres émergées. Longtemps oubliée par les agences spatiales au profit de destinations plus médiatiques, Mercure est aujourd'hui revenue sur le devant de la scène grâce à deux missions qui lui sont consacrées. La première, déjà évoquée plus haut, est Messenger. La sonde a été lancée en 2004 par la Nasa et a réalisé deux survols en 2008, ainsi qu'un troisième en 2009. L'objectif final est la mise sur orbite mercurienne en mars 2011. Plus ambitieuse, la mission BepiColombo préparée conjointement par l'Esa et la Jaxa comportera deux vaisseaux, l'un dédié à l'étude de la planète elle-même et l'autre à celle de sa magnétosphère. Il faudra cependant se montrer patient car le lancement n'est prévu qu'en 2014 pour une arrivée en... 2020. Informations générales
*Température de surface GéologieL'atmosphèreTrop proche du Soleil et surtout trop peu massive pour pouvoir conserver une véritable atmosphère, Mercure est entourée d'une enveloppe de gaz extrêmement fragile et instable, alimentée seulement par les particules du vent solaire que capture le champ magnétique, par la dégradation du sol ainsi que par des dégazages. La pression au sol est ainsi mille milliards de fois plus faible que la pression atmosphérique terrestre. Les mesures in situ réalisées par la sonde Messenger indiquent que les constituants principaux de cette pseudo-atmosphère sont l'hydrogène, l'hélium, l'oxygène, le sodium, le magnésium, le potassium et le calcium. De manière surprenante, des ions liés à l'eau, tels que O+, OH- ou H2O+, ont aussi été détectés. Du fait des températures très élevées (supérieures à 400°C) qui peuvent être atteintes à la surface de la planète, la présence d'eau y est a priori exclue. Les chercheurs n'envisagent donc que trois scénarios possibles pouvant rendre compte des particules détectées par Messenger. Dans le premier, ces particules proviennent de réservoirs de glace situés à l'intérieur de cratères polaires, là où la lumière solaire est suffisamment rasante pour que le relief crée des zones perpétuellement ombragées. Dans le deuxième, elles sont apportées par des comètes se sublimant au voisinage du Soleil. Enfin, dans le troisième, elles sont issues de la recombinaison d'ions provenant du vent solaire avec d'autres issus de la dégradation du sol. À moins d'observer directement les réservoirs de glace polaires, il sera probablement difficile de vérifier ces hypothèses, d'autant plus que les trois processus peuvent tout à fait agir de concert. Dans l'atmosphère mercurienne, les ions, les atomes et les molécules se comportent de la même manière que dans l'exosphère terrestre : ils entrent très rarement en collision et s'échappent facilement dans l'espace. De fait, la durée de vie des particules y est très courte. Elle est par exemple estimée à seulement quelques heures pour un atome de sodium situé dans l'hémisphère diurne. Si elle n'était pas entretenue en permanence, l'atmosphère de Mercure aurait donc aujourd'hui complétement disparu. La surfaceEn raison de sa couleur grisâtre et de sa forte cratérisation, la surface de Mercure est très souvent comparée à celle de la Lune. S'il existe effectivement d'indiscutables ressemblances entre les deux, ce rapprochement est cependant à nuancer car, en y regardant de plus près, on s'aperçoit que chacun des deux astres raconte, au travers de structures qui lui sont propres, une histoire géologique différente. Les cratères d'impactPrincipal point commun de Mercure avec notre satellite, sa surface est constellée de cratères de toutes tailles [images 1 à 4]. La plupart sont très anciens : leur formation remonte à plus de trois milliards et demi d'années. D'autres, relativement plus récents, montrent des raies d'éjectas blanchâtres [images 5 et 6] analogues à celles que l'on trouve sur la Lune, bien que plus courtes en raison de la gravité plus élevée. Le plus grand cratère mercurien, qui aussi l'un des plus grands de tout le système solaire, est le bassin Caloris. Son diamètre avait été estimé à 1 300 kilomètres d'après les clichés de Mariner 10, mais ceux-ci ne couvraient que sa portion la plus orientale, le reste étant plongé dans l'ombre lors des passages de la sonde [image 7]. Il a donc fallu attendre l'arrivée de Messenger pour l'observer dans sa totalité et ainsi déterminer son diamètre exact, qui atteint en fait près de 1 550 kilomètres (on pourrait par exemple y faire tenir Rhéa, la deuxième plus grosse lune de Saturne) [image 8].
Le bassin Caloris doit son nom - qui signifie chaleur en latin - à sa localisation particulière à la surface de la planète. En effet, il se situe à l'un des deux "pôles chauds", ces points qui font directement face au Soleil lors des passages au périhélie et où sont donc atteintes les températures les plus élevées. Sa formation daterait d'il y a environ 3,85 milliards d'années (c'est-à-dire vers la fin du grand bombardement post-accrétionnel) et serait liée à la chute d'un corps de 100 à 150 kilomètres de large. Cet impact a eu des répercussions planétaires, que l'on observe encore aujourd'hui : y sont associés des éjectas projetés jusqu'à plusieurs centaines de kilomètres, des anneaux montagneux concentriques dont le plus externe mesure près de 3 700 kilomètres de diamètre, et enfin une vaste zone de terrains chaotiques engendrée aux antipodes par la convergence des ondes sismiques. Mercure possède trois autres bassins d'impact importants : Rembrandt (715 kilomètres de diamètre), Beethoven (625 kilomètres) et Tolstoï (510 kilomètres). Le premier est daté de la même époque que Caloris, mais les deux suivants sont environ 50 à 150 millions d'années plus anciens. Malgré leur taille, ces trois cratères semblent dépourvus de terrains chaotiques antipodaux. En revanche, Rembrandt et Tolstoï présentent tout deux, comme Caloris, une structure en anneaux concentriques [images 9 et 10].
L'image 11, maintenant, montre un cratère de taille plus modeste que ceux évoqués jusqu'ici, mais qui se distingue par sa forme beaucoup plus originale. Sveinsdóttir, c'est son nom (donné en hommage à une peintre islandaise), est une dépression elliptique d'environ 120 kilomètres par 220 vraisemblablement formé par un impact rasant. C'est en effet la seule façon connue d'engender un cratère qui ne soit pas circulaire. Enfin, pour être complet, il faut également mentionner deux types de cratères qui donnent du fil à retordre aux scientifiques. Ici, ce n'est ni la taille, ni la forme qui importe, mais l'albédo, c'est-à-dire la capacité à réfléchir la lumière. En effet, certains cratères se révèlent entourés d'un halo sombre tandis que d'autres, au contraire, présentent en leur sein des dépôts très clairs [image 12]. Or, dans les deux cas, les planétologues ne savent pas trop à quel processus de formation rattacher les terrains concernés, même s'ils espèrent que les instruments sophistiqués de Messenger leur apporteront quelques indices une fois sur orbite. Affaire à suivre, donc ! Le volcanismeLes images de Mercure fournies par Mariner 10 ont montré l'existence de vastes étendues lisses et peu cratérisées, généralement interprétées comme d'origine volcanique. Certaines de ces plaines semblent clairement correspondre au remplissage de grands bassins par des épanchements de lave [image 13], et leur mode de formation serait donc analogue à celui des mers lunaires. Toutefois, elles présentent un albédo similaire voire légèrement plus élevé que les terrains environnants, ce qui les différencie nettement des mers lunaires, qui apparaissent sombres. C'est pourquoi on ne parle pas de "mers mercuriennes", mais simplement de "plaines lisses". D'autres plaines, dites "inter-cratères" pour les différencier des précédentes, n'ont au contraire pas de frontière nette avec les zones plus cratérisées situées autour [image 14]. Il s'agirait selon les planétologues des régions les plus anciennes de la surface de Mercure, puisqu'elles se seraient formées avant le grand bombardement tardif qui a engendré la plupart des cratères importants de la planète. Elles auraient d'ailleurs enfoui - sous les épanchements de lave qui les constituent probablement - nombre de cratères plus anciens encore, remontant aux premières centaines de millions d'années après la solidification de la croûte mercurienne.
Avec l'arrivée de Messenger, il a été possible de cartographier pour la première fois les plaines sur la quasi-totalité du globe mercurien. Résultat, elles s'avèrent occuper entre 40 et 50% de la surface, ce qui confirme le fait que le volcanisme a dû jouer un rôle majeur dans l'histoire géologique de la planète. Les images à haute résolution de Messenger ont également permis de découvrir au fond de certains cratères des dépressions de forme irrégulière et dépourvues de remparts [image 15], résultant - selon l'interprétation de l'équipe de la mission - de l'effondrement de chambres magmatiques sous-jacentes. Enfin, a aussi été identifié, en bordure du bassin Caloris, ce qui pourrait être un véritable édifice volcanique, comprenant plusieurs évents ainsi que des dépôts lisses formant un dôme [image 16]. Les escarpements géantsSi les cratères d'impact et le volcanisme sont assez communs dans le système solaire, il n'en est pas de même pour le troisième type de structures géologiques qui modèlent la surface de Mercure. La plus petite de toutes les planètes présente en effet des escarpements gigantesques qui lui sont tout à fait caractéristiques. Mesurant plusieurs centaines de kilomètres de long pour plusieurs milliers de mètres de hauteur, ces escarpements ne sont pourtant que la partie "émergée" de failles plus énormes encore, qui s'enfoncent profondément dans la croûte. Puisqu'il n'existe pas de tectonique des plaques sur Mercure, ces failles sont supposées être le résultat de la contraction subie par la planète lors de son refroidissement. Les exemples de ces cassures monumentales traversant indifféremment plaines et cratères sont nombreux. Bien sûr, certaines ont été découvertes dès le passage de Mariner 10, telles Discovery Rupes [image 17] ou Santa María Rupes [image 18]. D'autres ne l'ont été qu'à l'arrivée de Messenger [images 11, 19 et 20], et certaines se cachent peut-être encore sur les clichés sans que nous le sachions, car en fonction de l'angle d'éclairement elles sont plus ou moins repérables (une lumière rasante étant l'idéal pour les révéler grâce à leur ombre projetée). Lorsque Messenger arrivera sur orbite, l'étude minutieuse de leur morphologie et de leurs relations avec les cratères devrait permettre de réévaluer l'ampleur de la contraction planétaire et de mieux la situer dans le temps.
Des relations complexesBien entendu, cratères d'impact, épanchements volcaniques et escarpements géants n'ont pas chacun leurs territoires à la surface de Mercure. Au contraire, ils se recoupent ou se recouvrent quasi-systématiquement. L'image 20 en est la parfaite illustration : le cratère d'environ 200 kilomètres de diamètre qui en occupe presque tout le champ a été partiellement rempli par des coulées de lave avant d'être littéralement bripé en deux par une faille, ce qui a donné l'escarpement d'un kilomètre de haut bien visible en son milieu. Par ailleurs, l'observation attentive des petits cratères montre que certains, comme celui situé au sud-ouest, sont aussi remplis par les coulées de lave et leur sont donc antérieurs (tout en étant postérieurs au grand cratère, qui les auraient détruit sinon), alors que d'autres se sont clairement formés après la mise en place des coulées. Un sacré casse-tête géologique ! En d'autres endroits, on peut aussi observer que des portions d'escarpement ont été détruites par des impacts ultérieurs (voir cet exemple dans la galerie "Mercure vue par Messenger"). Cela rappelle que, même si l'essentiel des cratères ont été formés voici plusieurs milliards d'années, des collisions ont continué à se produire ensuite, et jusqu'à aujourd'hui encore, remodelant inlassablement la surface de la planète. Structure interneDans l'ensemble, la structure de Mercure est assez similaire à celle de la Terre : une fine croûte silicatée recouvre un manteau lui aussi silicaté, qui enveloppe à son tour un noyau essentiellement composé de fer. Cependant, la ressemblance s'arrête là puisque le noyau mercurien est proportionnellement beaucoup plus gros. En effet, il représente près des trois quarts du rayon de la planète et 42% de son volume [image 21] alors que le noyau de la Terre n'occupe qu'un peu plus de la moitié de son rayon et 17% de son volume. Les raisons pour lesquelles le noyau de Mercure est si imposant sont encore mal connues, mais la théorie la plus communément admise est qu'au cours de la formation de la planète, une collision avec un corps de plusieurs centaines de kilomètres aurait volatilisé une grande partie du manteau préexistant. Si les dimensions du noyau mercurien sont depuis longtemps connues des scientifiques, il n'en est pas de même pour son état physique, que l'on n'a pu déterminer avec certitude que récemment, à l'aide d'observations radar menées depuis la Terre. Des chercheurs ont en effet utilisé entre 2002 et 2007 l'antenne de 70 mètres de Goldstone (Californie) pour sonder les entrailles de Mercure [image 22]. Les échos radar étaient enregistrés environ dix minutes plus tard à l'aide du même observatoire et d'un second situé en Virginie Occidentale. Les données ainsi récoltées ont ensuite permis de calculer avec une précision inégalée la vitesse de rotation de la planète. Or, les résultats obtenus se sont révélés incompatibles avec l'hypothèse (pourtant largement admise jusque-là) d'un corps entièrement solide : seule l'existence d'un noyau totalement ou partiellement liquide pouvait expliquer le mouvement observé.
Il s'agit là d'un indice essentiel pour expliquer le fait que Mercure possède un champ magnétique [image 23] puisque qui dit noyau liquide, dit possibilité de mouvements convectifs et donc d'effet dynamo. Cela dit, le fait que le noyau soit liquide ne suffit pas pour conclure à l'existence d'un effet dynamo, car d'autres conditions doivent être réunies pour déclencher la convection (un flux de chaleur élevé ou une "graine" solide en cours de cristallisation). Il se peut donc aussi, par exemple, que le phénomène ait cessé dans un passé plus ou moins récent et que le champ détecté aujourd'hui ne soit dû qu'à l'aimantation rémanente de la croûte. Contre toute attente, Mercure possède donc bien un noyau liquide qui pourrait, comme celui de la Terre, produire (ou avoir produit) un champ magnétique par effet dynamo. Mais comment cela est-il possible, alors que jusque là les scientifiques s'accordaient à dire que Mercure était trop petite et s'était par conséquent refroidie trop rapidement pour que son noyau soit encore aujourd'hui à l'état liquide ? L'hypothèse la plus vraisemblable est la présence de soufre en plus grande quantité que prévu. Cet élément plus léger que le fer serait en effet à même d'abaisser la température de solidification du noyau, ce qui expliquerait pourquoi celle-ci n'a pas encore été atteinte malgré les quatre milliards et demi d'années depuis lesquelles la planète se refroidit... Orbite et rotationMercure est la planète la plus proche du Soleil : elle gravite en moyenne 0,39 UA de celui-ci, soit 58 millions de kilomètres. Toutefois, son orbite est assez elliptique et elle peut ainsi s'approcher à moins de 46 millions de kilomètres (soit 0,31 UA) de l'astre du jour ou au contraire s'en éloigner de presque 70 millions de kilomètres (0,47 UA). Une autre caractéristique remarquable du déplacement de Mercure est la résonance 3:2 qui existe entre sa période de rotation et sa période de révolution, qui durent respectivement 58,65 et 87,97 jours. Concrétement, cela signifie qu'il faut exactement le même temps (176 jours) à la planète pour faire trois tours sur elle-même que pour en faire deux autour du Soleil [image 27]. Conséquence de ce mouvement particulier, un jour mercurien dure plus longtemps qu'une année mercurienne !
Comme toutes les autres planètes, Mercure connaît une lente rotation de son périhélie autour du Soleil [image 28]. Ce phénomène, appelé précession, peut habituellement être décrit de manière satisfaisante par les lois de la mécanique newtonienne mais, dans le cas de Mercure, il est plus rapide que ce que prévoient les calculs, avec une avance de 43 secondes d'arc par siècle. Longtemps inexpliqué, ce décalage amena les astronomes du XIXe siècle à rechercher une hypothétique planète intramercurienne (la fameuse Vulcain), en vain. Finalement, c'est la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein qui permit de réconcilier calculs et observations. Plus proche du Soleil que la Terre, Mercure est donc aussi plus rapide, et ce en vertu des lois de Kepler. Sa vitesse maximale, atteinte au périhélie, est presque deux fois supérieure à celle de notre planète (212 000 km/h contre 109 000). Les paramètres orbitaux détaillés de Mercure
ObservationConnue depuis l'Antiquité, Mercure est visible à l'œil nu depuis notre planète, soit à l'aube lorsqu'elle se situe à l'ouest du Soleil, soit au crépuscule lorsqu'elle se situe à l'est de celui-ci. Mais sa proximité avec l'astre du jour, dont elle ne s'éloigne jamais de plus de 28°, rend son repérage délicat et implique qu'elle ne soit observable que quand elle est basse dans le ciel. Avant d'atteindre le miroir d'un télescope, la lumière qui en provient doit donc traverser une épaisseur d'atmosphère environ dix fois plus importante que si on pouvait l'observer lorsqu'elle se trouve au zénith. Malgré ces difficultés, il est possible de constater avec un petit télescope que Mercure présente des phases comparables à celles de la Lune. Ainsi, c'est sous forme gibbeuse qu'elle apparaît sur l'image 29, réalisée à l'aide du télescope de 4,1 m Soar, installé au Chili. C'est avec cet instrument qu'ont été obtenus quelques-uns des meilleurs clichés de Mercure pris depuis la Terre, qui ont permis de lever un coin du voile sur l'hémisphère non observé par Mariner 10, en attendant le passage de Messenger.
Outre ses phases, un autre phénomène astronomique impliquant Mercure peut être observé depuis la Terre : il s'agit des transits. Ceux-ci se produisent lorsque la planète passe devant le Soleil et le masque en partie, comme le fait la Lune lors d'une éclipse, à ceci près que la portion du disque solaire occultée est beaucoup plus faible compte tenu de la distance qui nous sépare de Mercure [image 30]. Il ne faut d'ailleurs pas espérer percevoir le phénomène avec pour seuls équipements vos yeux et une paire de "lunettes éclipse". L'utilisation d'un instrument (jumelles ou télescope), muni d'un filtre adéquat placé à son ouverture, est requise. À défaut, on pourra toujours se consoler avec les magnifiques clichés fournis par les satellites de surveillance du Soleil. L'image 31, par exemple, est une animation reconstituée à partir de photos prises par le satellite japonais Hinode et qui montre le début d'un transit de Mercure. Les transits de Mercure sont plus fréquents que ceux de Vénus mais restent tout de même relativement rares puisqu'on n'en dénombre que treize ou quatorze par siècle. Du fait de l'inclinaison de l'orbite de Mercure par rapport à celle de la Terre, ils ne peuvent se produire qu'à deux moments de l'année : soit au début de mai, lorsque la planète passe au nœud descendant, soit au début de novembre, lorsqu'elle passe au nœud ascendant [image 32]. Le dernier transit de Mercure date du 8 novembre 2006, mais pour assister au suivant il faudra attendre le 9 mai... 2016 ! Exploration1974-1975 : les trois survols de Mariner 10La sonde Mariner 10 [image 33], dernière née du programme éponyme, est le premier vaisseau à avoir survolé Mercure. Lancée par une fusée Atlas-Centaur le 3 novembre 1973, elle a d'abord rendu visite à Vénus, dont elle a utilisé l'attraction gravitationnelle pour dévier sa trajectoire vers Mercure. Il s'agissait d'ailleurs de la toute première mise en œuvre de cette technique lors d'une mission d'exploration automatique. Le 29 mars 1974, Mariner 10 frôla une première fois Mercure à une altitude de 700 kilomètres. Puis, le 21 septembre de la même année, elle effectua un deuxième survol à plus grande distance (48 000 kilomètres). Enfin, la troisième et dernière approche eut lieu le 16 mars 1975 à une altitude de seulement 330 kilomètres. La mission s'acheva à peine quelques jours plus tard, le 24 mars, lorsque la sonde épuisa son carburant. Au total, Mariner 10 a fourni près de 3 500 clichés de la surface de Mercure, dont la résolution varie entre un et vingt kilomètres par pixel. Malheureusement, en raison du plan de vol de la sonde, la partie éclairée de la planète était sensiblement la même lors des trois survols. Il en résulte que seulement 45% de la surface ont pu être cartographiés, le reste étant systématiquement plongé dans l'obscurité à chaque passage. Outre les formations géologiques photographiées, la principale découverte de la sonde américaine fut celle de l'existence d'un champ magnétique mercurien. La détection de celui-ci fut à l'époque une vraie surprise pour les scientifiques car ils pensaient que le noyau de la planète était depuis longtemps solidifié et donc incapable d'engendrer un tel champ par effet dynamo. Comme nous l'avons vu plus haut, il a fallu attendre près de 30 ans pour commencer à élucider le mystère ! Un nouveau messager américain est en routeAfin de compléter nos connaissances sur Mercure et en particulier d'en achever la cartographie, la Nasa a lancé le 3 août 2004 la sonde Messenger (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging) [image 34]. Au delà de cet acronyme compliqué, le nom de l'engin fait surtout directement référence à celui de la planète car, en plus d'être le protecteur des commerçants et des voyageurs, Mercure est aussi le messager des dieux dans la mythologie. Au cours de son voyage, Messenger a survolé Vénus à deux reprises (le 24 octobre 2006 et le 5 juin 2007) avant d'approcher Mercure une première fois le 14 janvier 2008. Toutefois, elle ne s'est pas mise sur orbite, se contentant d'un bref passage à 200 kilomètres d'altitude. De même, elle a ensuite effectué deux autres survols rapprochés, le 6 octobre 2008 et le 29 septembre 2009. Ce n'est que le 18 mars 2011 que la sonde se satellisera enfin, presque six ans et demi après avoir quitté la Terre. Dès lors, elle scrutera la petite planète en continu pendant au minimum un an, la mission primaire devant s'achever en mars 2012.
Parmi les résultats issus des trois survols déjà accomplis, on notera au premier abord l'observation de la majeure partie des régions qui avaient échappé à Mariner 10. Ces nouvelles images ont bien évidemment engendré la découverte de nombreux cratères d'impact jusque là inconnus, auxquels l'équipe de la mission a entrepris de donner des noms, avec l'aval de l'Union Astronomique Internationale. Mais les images ont aussi apporté leur lot de surprises : réévalution à la hausse du diamètre du bassin Caloris, identification des premiers évents volcaniques mercuriens, découverte de halos sombres inexpliqués autour de certains cratères, etc. Par ailleurs, les premières mesures directes du relief de Mercure ont été réalisées par le laser de la sonde et ont montré que certains cratères étaient remplis par des coulées de lave pouvant atteindre environ cinq kilomètres d'épaisseur. Enfin, on retiendra également que les mesures du magnétomètre ont confirmé le caractère dipolaire du champ magnétique et sa faible inclinaison par rapport à l'axe de rotation, deux éléments qui renforcent l'hypothèse selon laquelle le champ est généré par effet dynamo dans un noyau externe liquide. BepiColombo : l'Europe et le Japon s'associent pour explorer MercurePreuve du regain d'intérêt de la communauté scientifique pour la plus petite planète du système solaire, la Nasa n'est cette fois pas seule en course puisque les agences spatiales européenne (Esa) et japonaise (Jaxa) se sont associées pour mettre sur pied une mission concurrente à Messenger. Baptisée BepiColombo, celle-ci comportera non pas une mais deux sondes, pour le moment désignées par les sigles MPO et MMO. Le MPO (Mercury Planetary Orbiter), qui est la composante européenne, sera dédié à l'étude de la surface ainsi que de la structure interne de Mercure. Il sera positionné sur une orbite polaire relativement basse, entre 400 et 1 500 kilomètres d'altitude. De son côté, le MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter), la composante japonaise, étudiera la magnétosphère de la planète. Son orbite sera beaucoup plus elliptique que celle du MPO, puisqu'elle sera comprise entre 400 et 12 000 kilomètres d'altitude. Lors du lancement, actuellement prévu pour 2014, les deux vaisseaux seront réunis en un seul [image 35] et ne se sépareront qu'une fois arrivés aux abords de Mercure, à l'été 2020. La mission nominale durera alors jusqu'à l'été suivant, mais une extension d'un an est d'ores et déjà envisagée. À noter que le module propulsif, qui opérera la quasi-totalité des manœuvres durant le voyage jusqu'à Mercure, sera doté d'un moteur ionique semblable à celui de la sonde Smart 1. La mission a été baptisée en l'honneur du professeur Giuseppe Colombo, surnommé Bepi [image 36]. Pratiquement inconnu du grand public, ce mathématicien et ingénieur italien disparu en 1984 fut le premier à comprendre la résonance 3:2 qui caractérise le mouvement de Mercure autour du Soleil. C'est aussi lui qui suggéra à la Nasa d'utiliser la gravité vénusienne pour envoyer la sonde Mariner 10 vers Mercure. Tableau récapitulatif des missions d'exploration de Mercure
La dernière mise à jour de cette page a été effectuée le mercredi 4 août 2010. |
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