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       - Mercure, sous le vent solaire  
    Hors série - Science & Vie - 1996-09-01      
    Très proche de notre étoile, Mercure est toute dans l'extrême : son noyau très dense, sa magnétosphère complètement aplatie, ses journées plus longues que ses années…  
    Connue depuis la plus haute Antiquité, Mercure, la planète la plus proche du Soleil, est visible à l'il nu. Elle est des plus brillantes, avec une magnitude pouvant atteindre -1. Difficile cependant pour un astronome de l'observer : elle ne s'éloigne jamais de plus de 28 degrés de son astre. Pendant longtemps, elle demeura donc mystérieuse. En 1974, la mission Mariner-10 de la NASA l'a survolée, par trois fois, à quelques milliers de kilomètres.  
    Avant cette mission, seules la taille, la masse approximative et les caractéristiques orbitales de Mercure sont assez bien connues. Que sait-on alors ? Que son demi grand axe est long de 57 millions de kilomètres (soit 0,387 Unités Astronomiques), d'où une période orbitale très tourte (88 jours). Que l'inclinaison de son orbite (7 degrés), et surtout son excentricité (0,206), sont bien plus élevées que celles des autres planètes telluriques. Enfin, que la précession de son périhélie est anormale. Ce sera même l'une des premières preuves expérimentales de la relativité générale.  
    Ces caractéristiques orbitales rappellent étrangement celle de Pluton, une planète dont l'orbite a sans doute fortement évolué depuis son origine, Il n'est donc pas évident que Mercure se soit formée au voisinage de son orbite actuelle. Si l'on en croit les modèles récents de chaos dynamique des orbites planétaires, son excentricité actuelle petit être obtenue à partir d'une orbite quasi circulaire (hypothèse de formation in .situ), ou croisant celle de Vénus.  
    Quoi qu'il en soit, ses caractéristiques physiques renforcent l'hypothèse d'une orbite primordiale. Son rayon 2'400 km - est intermédiaire entre celui de la Lune et celui de Mars. Sa petite taille, cornbinée à la proximité du Soleil, fait qu'elle ne possède pas d'atmosphère. En outre, sa densité - 5,4 - est la plus élevée de toutes les planètes. Elle implique un noyau de fer très volumineux, correspondant aux 2/3 de sa masse totale. Mercure apparaît donc bel et bien comme un terme extrême du processus d'accrétion, riche en éléments lourds.  
    En proportions, le noyau est donc énorme : l'épaisseur du manteau et de la croûte ne représente que le quart du rayon de la planète. Ce noyau domine la structure interne. Son rôle - majeur - fut confirmé avec l'observation par Mariner-10 d'un champ magnétique dipolaire : Mercure est avec la Terre la seule planète tellurique à présenter cette caractéristique.  
    S'agissant de la Terre, le champ dipolaire est attribué à l'effet dynamo induit par des courants de convection, dans la partie liquide du noyau. Mais sur Mercure ? Le même processus s'applique-t-il ? Il faudrait alors que se maintiennent des températures internes élevées. Ce qui, a priori, est incompatible avec la très petite taille de Mercure. A contrario, l'intensité du dipôle peut difficilement être expliquée par un champ magnétique fossile. Problème.  
    Seul un satellite mis en orbite autour de Mercure permettra de déterminer si le noyau est encore partiellement liquide, en analysant les caractéristiques fines de la rotation. La composition chimique globale de ce noyau reste très mal connue. On sait qu'elle se caractérise par une très forte teneur en fer, puisque la densité de la planète est élevée. On s'attend à ce que son matériau constitutif soit moins oxydé que celui de la Terre, ce que les rares données spectrales semblent confirmer. Mais nos connaissances s'arrêtent là.  
    Sans grand succès, des générations d'astronomes ont tenté d'observer les caractéristiques photométriques et les structures à la surface, afin de déterminer la période de rotation. L'albédo moyen de Mercure, et ses caractéristiques de polarisation, sont proches de celui de la Lune. Le plus souvent, on a retenu l'hypothèse d'une rotation synchrone,  
    La mission Mariner-10 permit d'observer 40% de la surface de Mercure. Que vit-on ? Une surface similaire à celle de la Lune, constituée, à près de 80%, de terrains anciens, saturés de cratères. Des plaines plus jeunes furent également décelées. Un grand bassin d'impact, Calons, d'un diamètre de 1'300 km, apparut coupé en deux par le terminateur. Les observations radar semblent indiquer que l'hémisphère non observé présente des caractéristiques comparables.  
    D'après ces données, l'activité géologique de Mercure se serait arrêtée en quelques centaines de millions d'années. Ce qui semble inconciliable avec le maintien d'une composante liquide du noyau ! Notons cependant que nos connaissances actuelles sur Mercure sont comparables à celles dont on disposait sur Mars avant la mission Mariner-9 … Laquelle a révélé les grandes structures volcaniques et tectoniques de cette planète.  
    Ce qui différencie principalement Mercure de la Lune, c'est le faible écart d'albédo entre les terrains anciens (19%) et jeunes (13%) on l'attribue à une origine volcanique de la plus grande partie de la surface. Des structures d'effondrement sont par ailleurs observées pour des cratères beaucoup plus petits que sur la Lune, en raison de la forte gravité.  
    La surface de Mercure, comme celle de tous les corps sans atmosphère du système solaire, est très certainement recouverte d'une couche de débris de plusieurs mètres d'épaisseur. Ce régolite, comme on le qualifie, serait formé par quatre milliards d'années d'impacts de corps météoritiques. Les mesures polarimétriques effectuées depuis la Terre confirment cette hypothèse. En effet, les cratères les plus jeunes, tout comme sur la Lune, ont des caractéristiques qui leur sont propres (rayons, albédo) ils sont entourés de rayons plus clairs. Le vieillissement des sols modifie profondément ces caractéristiques optiques. Il s'opère sous l'action des flux de particules solaires et de micrométéorites.  
    Des zones extrêmement brillantes (jusqu'à 45% d'albédo), observées autour de certains cratères, n'ont pas d'équivalent sur la Lune (où l'albédo atteint au maximum 30%). Leur origine reste très mal comprise : s'agit-il d'altérations d'origine volcanique, de matériaux ayant subi d'importants chocs … ? La question reste ouverte. On sait néanmoins que l'environnement de Mercure est particulièrement violent. Les températures de surface y atteignent 700 K, et les flux de particules y sont jusqu'à 10 fois plus intenses que sur la Lune. On s'attend donc à ce que le régolite soit pulvérisé en une poussière très fine, riche en composants vitreux, très endommagée par les ions du vent solaire. Un tel matériau, totalement dépourvu d'eau, constituerait un isolant thermique et électrique remarquable.  
    Comme nous l'avons déjà évoqué, la découverte d'un champ magnétique dipolaire, même faible, constitua la grande surprise de la mission Mariner-10. Il est en effet suffisamment intense pour former, tout autour de la planète, la plus étrange des magnétosphères.  
    De fait, notre système est balayé par le vent solaire - un flux d'électrons et de protons s'échappant de notre astre à une vitesse de 200 à 800 km /s. Lorsqu'il rencontre une planète pourvue d'un champ magnétique, ce vent solaire déforme son environnement ionisé. Il crée ainsi une zone que l'on qualifie de magnétosphère. Celle-ci comporte des régions aux caractéristiques bien définies : une magnétopause (limite externe de la magnétosphère), une onde de choc, et une queue.  
    Avant Mariner-10, toutes les magnétosphères que l'on connaissait - celles de la Terre, de Jupiter ou de Saturne - se situaient à une altitude d'au moins 10 rayons planétaires. Sur Mercure, le flux et la pression magnétique du vent solaire sont en moyenne 7 fois plus grands que pour la Terre. Le champ magnétique y est par ailleurs cent fois plus faible. Les principales zones de contacts (onde de choc, magnétopause) sont ainsi bien plus proches de la surface de la planète.  
    L'orbite de Mercure, nous l'avons dit, présente une forte excentricité. Du point le plus proche du soleil (périhélie) à celui qui en est le plus éloigné (aphélie), la pression magnétique du vent solaire varie ainsi d'un facteur 2,3. Or ce vent est lui-même sujet à d'importantes fluctuations. D'où les multiples formes que peut prendre la "coquille magnétique" de la planète …  
    En période de vent solaire lent, les pôles constituent les points faibles de ce bouclier. Dans ces zones, le champ magnétique plonge vers le noyau de la planète, perpendiculairement à sa surface. Les particules énergétiques peuvent ainsi atteindre la surface de Mercure : elles y créent des phénomènes analogues à nos aurores boréales. Au périhélie, où le flux solaire est 10 fois plus grand qu'il ne l'est sur Terre, et en période de vent solaire rapide, la magnétopause pourrait être repoussée jusqu'à la surface même de Mercure. Elle occuperait alors la majeure partie de la face éclairée par le Soleil, qui serait ainsi directement exposée au vent solaire.  
    Mercure n'a pas d'atmosphère, et de ce fait pas d'ionosphère. Or celle-ci, quand elle existe, constitue un excellent conducteur. Elle joue un rôle fondamental dans la circulation des courants électriques, à grande échelle, de la magnétosphère. D'elle dépend la mise en circuit fermé des électrons et des ions issus du vent solaire. Comment les choses se passent-elles donc sur Mercure ? Le sol de la planète est couvert d'un régolite de très faible conductivité : les courants magnétosphériques se forment-ils dans un sous-sol qui serait meilleur conducteur ? La sonde Mariner-10 n'a pas résolu ce problème.  
    Des aurores boréales sont couramment observées sur Mercure, dans la lumière des raies d'émission du sodium. Leurs mécanismes sont similaires à ceux qui, sur Terre, portent le nom de sous-orages. On les explique par une accumulation d'énergie magnétique dans la queue de la magnétosphère, suivie d'une "reconnection" des lignes de champ. Ce phénomène, violent, conduit à l'accélération de particules énergétiques. Une partie d'entre elles, guidées par les lignes de champ, précipitent vers les régions polaires de la planète. Du sodium est alors produit par pulvérisation ionique des minéraux de surface.  
    Ces phénomènes auroraux participent à la formation, autour de Mercure, d'une "exosphère" très ténue de particules sans cesse renouvelées, qui s'échappent en quelques semaines. Leur stock se reconstitue à partir du vent solaire, ou lors des sous-orages que nous venons d'évoquer. La magnétosphère se remplirait ainsi de particules ionisées. Leur variété devrait témoigner de la composition de la surface de la planète, d'où elles ont été arrachées. Outre de l'hydrogène et de l'hélium, on s'attend donc à trouver du néon, de l'argon, de l'oxygène, du fer, etc. Seule la mesure in situ de l'abondance des différentes espèces d'ions permettra de trancher la question.  
    Dans les décennies à venir, Mercure constituera sans doute l'un des objectifs prioritaires de l'exploration planétaire. Elle représente, nous l'avons vu, un terme extrême du processus d'accrétion. Sa composition chimique peut donc nous renseigner sur les caractéristiques des zones les plus internes de la nébuleuse primitive. En outre, sa magnétosphère constitue un laboratoire idéal pour tester les modèles dans des conditions extrêmes.  
    Une mission de l'Agence spatiale européenne devrait lui être consacrée. En l'an 2012, une sonde pourrait ainsi être mise en orbite autour de ses pôles. Elle permettra sans doute de déterminer les principaux paramètres géodésiques. On pourra alors connaître la taille et l'état physique du noyau, effectuer une cartographie géologique, chimique, et minéralogique, et caractériser l'environnement ionisé si particulier de cette planète.  
               
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