Mercure

La première planète du système solaire est Mercure, qui se trouve à une distance moyenne de 0,38 unité astronomique du Soleil (soit 58 millions de kilomètres).
L’orbite de la planète est une ellipse relativement aplatie, si bien que la distance est en fait très variable, entre 0,31 et 0,47 unité astronomique.
La proximité de Mercure avec notre étoile explique que, vue depuis la Terre, la planète ne s’éloigne jamais beaucoup de l’astre du jour.
La séparation angulaire maximale n’est que de 28 degrés.
Mercure n’est donc visible depuis la Terre que pendant un laps de temps très court, lors du lever ou du coucher de Soleil.
De plus, Mercure a un diamètre apparent très faible, ce qui rend pratiquement impossible l’observation du moindre détail à sa surface.

La période de rotation de Mercure

Il fallut attendre les années 1960 et l’utilisation d’un radar pour mesurer la période de rotation de la planète.
A cette époque, les astronomes envoyèrent des ondes radio vers Mercure et analysèrent le signal renvoyé.
Les ondes réfléchies présentaient un décalage en longueur d’onde lié à l’effet Doppler induit par le mouvement de rotation de la planète, ce qui permit de mesurer sa vitesse.
La période de rotation fut ainsi estimée à environ 59 jours terrestres.
La particularité de cette valeur est qu’elle correspond exactement aux deux tiers de la période de révolution de Mercure autour du Soleil, soit 88 jours.
Il ne s’agit pas d’une coïncidence, mais du résultat de l’influence gravitationnelle du Soleil sur la rotation de Mercure, un mécanisme également en jeu dans le cas de la Lune.
Remarquons que pour d’hypothétiques habitants de Mercure, la combinaison d’une lente rotation et d’une révolution rapide aurait une conséquence surprenante.
En effet, sur la planète même, l’intervalle entre deux passages du Soleil à la verticale d’un point donné est égal au double de la période de révolution autour du Soleil.
Autrement dit, une journée dure deux ans !

L’atmosphère et la surface de Mercure

Avec un diamètre de 4900 kilomètres, Mercure est la deuxième plus petite planète du système solaire. Sa masse et sa gravité sont faibles et la planète a donc été incapable de retenir une atmosphère. La sonde Mariner 10, qui survola Mercure à trois reprises en 1974 et 1975 a néanmoins détecté quelques traces de gaz rares comme l’argon, le néon et l’hélium. L’absence d’atmosphère a pour conséquence une très grande différence de température entre le jour et la nuit. Mariner 10 a ainsi montré que la température sur la face exposée au Soleil est d’environ 470 degrés Celsius, alors qu’elle descend à -180 degrés sur la face non éclairée. Mariner 10 a également profité de ses survols de Mercure pour photographier près de 45 pour cent de la surface de la planète. Ses images ont dévoilé un monde similaire à la Lune recouvert d’une multitude de cratères. Certaines formations sont plus originales, en particulier de très longs escarpements, parfois longs de plus de 500 kilomètres, qui semblent tracer un énorme quadrillage sur la planète. Ces escarpements se sont probablement formés lorsque la planète s’est refroidie après sa naissance et a rétréci en craquelant sa surface. Mariner 10 a également révélé la présence d’un énorme cratère de 1300 kilomètres de diamètre baptisé le bassin de Caloris, né lors de la collision avec une gigantesque météorite. Cet événement a été si cataclysmique qu’il a créé des ondes sismiques qui se sont propagées et ont donné naissance à un massif de montagnes de l’autre coté de la planète, à l’opposé du cratère.

La mission Messenger

A part Mariner 10 dans les années 70, la planète Mercure n’a été visitée que par une autre sonde, Messenger, principalement car la proximité du Soleil rend la navigation très délicate. La sonde Messenger a dû utiliser une orbite très complexe avec assistance gravitationnelle de Vénus et de la Terre pour pouvoir non seulement survoler mais aussi se mettre en orbite autour de Mercure. Après son lancement, le 3 août 2004, la sonde est d’abord repassée près de la Terre en août 2005, puis a frôlé Vénus en octobre 2006 et juin 2007, avant de survoler Mercure en janvier et octobre 2008 et en septembre 2009 pour finalement se mettre en orbite autour de la planète le 18 mars 2011. La mission s’est terminée le 30 avril 2015, lorsque les réserves de carburant étaient presque vides, avec un impact calculé sur la planète. Le but de la mission Messenger était de mieux comprendre une planète qui malgré sa relative proximité est encore bien mal connue. Les objectifs de la sonde étaient d’étudier la composition de la surface, avec en particulier pour but d’expliquer la densité élevée de Mercure, de reconstruire son histoire géologique à partir d’observations topographiques, de mesurer son champ magnétique, de déterminer la structure de son noyau, d’analyser les matériaux réfléchissants près des pôles de la planète ainsi que les rares matériaux volatiles de l’atmosphère très ténue de Mercure.

La mission BepiColombo

La sonde BepiColombo, une collaboration entre l’ESA, l’agence spatiale européenne, et JAXA, l’agence spatiale japonaise, a été lancée le 20 octobre 2018. Son arrivée en orbite autour de Mercure est prévue pour décembre 2025 après un survol de la Terre en 2020, deux survols de Vénus en 2020 et 2021, puis six survols de Mercure…

Vénus

Après Mercure, nous arrivons à Vénus, à une distance d’environ 0,72 unité astronomique du Soleil (108 millions de kilomètres). Vue depuis la terre, Vénus ne s’éloigne jamais beaucoup du Soleil, avec une séparation angulaire atteignant au maximum 45 degrés. Vénus est l’un des objets les plus intéressants à observer car, du fait de sa révolution autour du Soleil, la planète présente tout comme la Lune un cycle de phases visible à l’aide de simples jumelles. De plus, lorsque sa révolution l’amène relativement près de la Terre, Vénus est l’objet le plus lumineux de ciel après le Soleil et la Lune.

La surface cachée de Vénus

Vénus est très semblable à la Terre du point de vue de la taille (12 100 kilomètres de diamètre), de la masse et de la composition chimique. La différence la plus apparente concerne son aspect extérieur. En effet, contrairement à notre planète, Vénus présente une atmosphère complètement opaque qui nous empêche d’observer sa surface. Cette barrière fut un obstacle majeur dans l’étude de la planète. Ainsi, la période de rotation resta inconnue jusqu’au début des années 1960, lorsque les astronomes se servirent d’un radar pour la mesurer. Ils découvrirent alors que Vénus se distingue des autres planètes par une rotation en sens inverse de la normale et par une période très longue, d’environ 243 jours terrestres. Vénus commença véritablement à être étudiée avec l’avènement de l’ère spatiale. Elle fut la première planète du système solaire à être survolée par une sonde, en l’occurrence Mariner 2 en 1962. Toute une armada de sondes suivit, d’abord d’autres missions américaines Mariner, qui survolèrent la planète, puis plusieurs sondes soviétiques Venera et l’américaine Pioneer Venus Multiprobe qui plongèrent dans l’atmosphère et se posèrent à la surface. Finalement arrivèrent Pioneer Venus Orbiter, d’autres sondes Venera, ainsi que la mission américaine Magellan, qui se mirent en orbite autour de la planète et purent cartographier sa surface à l’aide d’un radar.

L’atmosphère de Vénus

La caractéristique la plus marquante de Vénus est probablement son atmosphère. Les sondes spatiales lui ont trouvé une composition très différente de celle de la Terre, avec plus de 95 pour cent de gaz carbonique, un peu d’azote et des traces d’autres gaz. Elles ont également montré que l’atmosphère n’est pas opaque dans son ensemble. En fait, ce sont des nuages concentrés dans une couche relativement fine située entre 45 et 65 kilomètres d’altitude qui nous empêchent d’observer la surface. Ces nuages sont principalement constitués de gouttelettes d’acide sulfurique, avec un peu d’eau et de la poussière de soufre. Ils se déplacent très rapidement, à 350 kilomètres par heure, et font le tour de la planète en 4 jours terrestres, ce qui est 60 fois plus rapide que la rotation de la planète. Les conditions atmosphériques à la surface de Vénus sont très hostiles. Les sondes y ont mesuré une pression 90 fois plus forte que sur Terre. La température n’est pas de reste et atteint 480 degrés Celsius. C’est cette température très élevée qui explique pourquoi Vénus est si différente de la Terre. Après leur formation, les planètes étaient toutes deux entourées d’une atmosphère riche en gaz carbonique et en eau. Sur Terre, la vapeur d’eau s’est progressivement condensée pour former les océans et le gaz carbonique atmosphérique a été absorbé par les roches. Sur Vénus par contre, du fait de la proximité du Soleil, la température était trop haute pour que ces deux processus puissent se produire et l’atmosphère a plus ou moins conservé sa composition initiale.