LESIA - Observatoire de Paris

La planète Mercure

mercredi 17 novembre 2010, par Alain Doressoundiram

 Mercure : minéralogie

La spectroscopie en visible, proche-infrarouge (NIR) et infrarouge thermique est le moyen classique pour étudier la minéralogie. Après une longue phase d’observations pionnières, les premières observations résolues de la surface de Mercure ont été obtenues dans les 5 dernières années, essentiellement en visible (Warell et al. 2001-2005, voir figure) et depuis 2006 en NIR. Les principales caractéristiques observées sont une pente spectrale très marquée, et la quasi-absence de bandes d’absorption dans ce domaine. La pente spectrale est contrôlée par les effets de maturation (présence de fer réduit produit par le micro-impactage météoritique), mais également par la composition minéralogique et la géométrie d’observation. La faiblesse apparente des absorptions en NIR est généralement interprétée comme indicative d’une faible abondance de silicates ferreux (pyroxènes, olivine), ou d’une large domination des plagioclases, comme dans les highland lunaires. La teneur totale en FeO en surface est estimée à 1,2% (7% sur la Lune), et pourrait provenir entièrement de l’apport météoritique. Il est cependant notoire que les observations limitées au visible peuvent fournir des estimations de composition sérieusement biaisées, comme ce fût le cas avec Clementine sur la Lune. Les premières observations NIR de bonne qualité ont été obtenues en 2003 (Warell et al. 2006) et suggèrent en effet une certaine variabilité de composition, avec une présence régionale de pyroxènes riches en calcium.

Figure : état de l'art en matière spectrale (courbe grise).
Figure : état de l’art en matière spectrale (courbe grise).

Les mesures jusqu’à 1 µm sont les observations résolues de Warell 2003, compositées avec un spectre historique de McCord et Clark (1979) sur tout le disque éclairé. Les courbes noires sont des ajustements menant à des estimations de composition différentes, très dépendantes de l’incertitude en NIR.

 L’exosphère de Mercure

Mercure est entourée d’une atmosphère très ténue dont la pression au sol n’excède pas 10-13 bars. A cause de la très faible densité (< 107 atomes/cm³) l’atmosphère de Mercure est une exosphère, c’est à dire que le libre parcours moyen des atomes est plus grand que la hauteur d’échelle de l’atmosphère. La composition de l’exosphère est pour l’instant limitée aux seuls éléments découverts : H, He, O, Na, K et Ca, bien que d’autres éléments pourraient être présents. L’exosphère de Mercure est en équilibre entre les processus de perte (les atomes ionisés sont chassés par le vent solaire ou absorbés par la surface) et les mécanismes de production : arrachage des atomes de surface, apport du vent solaire, micro-impact de météorites, … Cependant, le cycle des éléments volatiles entre la surface, l’exosphère et la magnétosphère n’est pas parfaitement compris.

L’exosphère de Mercure peut également être observée depuis la terre ce qui représente en fait la seule source d’information d’ici 2008 sur l’environnement de Mercure très mal connu si ce n’est grâce à 3 flybys de la sonde Mariner 10 dans les années 1970. La première mesure d’un élément de l’exosphère de Mercure, le sodium, depuis la terre a été réalisée en 1985 par Potter et Morgan (Nature 1985). Depuis lors, deux autres composantes de l’exosphère ont été observées : le potassium (Potter et Morgan, Icarus 1986) et le calcium (Bida et al., Nature 2000). D’autre part, un grand nombre d’observations de l’exosphère de sodium a été réalisé par différents groupes d’observateurs qui ont mis en évidence les différents mécanismes à l’origine de cette exosphère (Killen et al. Journal of Geophysical Research, 2001), sa grande variabilité sur des courtes échelles temporelles (Potter et al., Planetary and Space Science, 1999) et longues échelles temporelles (Sprague et al., Icarus, 1997 ; Leblanc et Johnson, Icarus, 2003 ; Killen et al., Icarus, 2004), et sa grande inhomogénéité spatiale (Potter et Morgan, Science, 1990).

Tous ces éléments sur l’exosphère de Mercure ont donné lieu à de nombreux scénarios sur sa formation et son évolution. Par exemple, un des mécanismes les plus étudiés est lié à la magnétosphère de Mercure que peut dans des circonstances particulières pénétrer le vent solaire, induisant un criblage de sa surface par les protons solaires et l’éjection de particules neutres dans l’exosphère, produisant les maxima de densités observés sporadiquement à hautes latitudes (Potter et Morgan 1990). De la même manière, la rencontre entre Mercure et des événements énergétiques solaires ou un vent solaire particulièrement dense pourrait induire des modifications dans l’exosphère de Mercure observable depuis la terre (Potter et al., 1999 ; Killen et al. 2001). D’autres mécanismes de production de l’exosphère de Mercure seraient liés à la structure et composition de la surface de Mercure, notamment à la présence de larges structures topographiques comme le bassin Caloris (de diamètre, un demi rayon de Mercure) comme le suggère l’augmentation très significative du contenu total observé dans l’exosphère de Mercure lorsque ce bassin est à une heure locale matinale. Enfin l’évolution de l’exosphère de Mercure au cours d’une année (Leblanc et Johnson 2003 ; Killen et al. 2004) ainsi que la première et seule observation de l’exosphère de sodium par occultation solaire semblent indiquer le rôle très important de la migration des espèces volatiles du jour vers la nuit probablement essentiellement dû au gradient de température entre le jour (plus de 500 K) et la nuit (autour de 100 K).

Formation de l'exosphère de Mercure
Formation de l’exosphère de Mercure

(adapté de Killen et IP, 1999)

L’observation de Mercure et en particulier de son exosphère a notamment mis en évidence l’extrême variabilité de celle ci. Cette caractéristique de l’exosphère a été interprétée comme étant directement liée à celles de sa magnétosphère et de sa surface. Les 20 dernières années d’observation notamment de l’exosphère de sodium, l’élément le plus facilement identifiable depuis la terre ont donc entre autre permis de mieux caractériser les relations étroites entre l’exosphère, la magnétosphère et sa surface. Ces relations ont été interprétées de nombreuses manières en particulier à cause de l’imprécision et de l’insuffisance des données et peut être aussi à cause de l’absence d’un véritable travail d’exploitation à l’aide de modèles 3D de l’exosphère de Mercure qui n’existaient pas jusqu’à récemment.