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 Mercure et ses caracteristiques

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caméleon
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MessageSujet: Mercure et ses caracteristiques   Dim 10 Aoû - 2:14

Des neuf planètes du système solaire, Mercure est la plus proche du Soleil, et également la plus petite (si l'on excepte Pluton). Sa trajectoire apparente dans le ciel rend son observation depuis la Terre extrêmement difficile: Mercure ne s'écarte jamais de plus de 280 du Soleil et la meilleure résolution télescopique ne dépasse pas 700 kilomètres.
L'essentiel de nos connaissances vient des résultats de la mission américaine Mariner-10. Cette sonde, qui a survolé Mercure à trois reprises, en mars et septembre 1974 et en mars 1975, a permis de préciser considérablement les paramètres physiques et orbitaux de la planète (cf. tableau), paramètres qui n'étaient qu'approximativement connus par les études astronomiques. Ses paramètres orbitaux font de Mercure une planète remarquable dans le système solaire: l'orbite est fortement elliptique - excentricité: 0,206 - et son plan est très incliné par rapport à l'écliptique - 70 (seul Pluton possède une orbite aussi elliptique et aussi inclinée); par ailleurs, la période de rotation sidérale de Mercure sur lui-même - 58,646 jours - est exactement égale aux deux tiers de sa période de révolution sidérale autour du Soleil - 87,97 jours. Cette commensurabilité entre rotation et révolution dans le rapport 2/3 est due au freinage de la rotation de Mercure sur lui-même par les marées solaires. Pour un tel freinage, qui normalement aboutit à une synchronisation dans le rapport 1/1, une synchronisation "métastable" dans le rapport 2/3 ne peut être conservée que si l'orbite est fortement elliptique - ce qui est le cas - et si la planète présente une forte anomalie de répartition de masse - ce qui semble donc être le cas. Il est à noter que le plus important cratère d'impact de Mercure, le bassin Caloris, se trouve à proximité de la position théorique de cette anomalie de masse.
Mariner-10 a aussi mesuré avec précision la pression au sol (10-12 atmosphère, soit 10-9 hectopascal) ainsi que les températures diurne (430 0C près du périhélie et au voisinage du point subsolaire) et nocturne (_ 170 0C dans les régions équatoriales). La forte densité de Mercure indique que la proportion de fer (par rapport aux silicates) est très importante. Si la planète est différenciée, cela correspond à un noyau ferreux de 1 830 kilomètres de rayon, pour un manteau silicaté ayant seulement 610 kilomètres d'épaisseur.
Le magnétomètre de Mariner-10 a détecté un champ magnétique de 400 gammas (400 . 10-9 tesla), vingt fois plus fort que le champ magnétique solaire "régional". Ce champ mesuré, relativement inattendu, correspond au franchissement par la sonde d'une magnétosphère créée dans un champ dipolaire interne propre à la planète. Le moment magnétique dipolaire intrinsèque est de (4,8 A 0,5)1012 teslas-mètres cubes, soit 0,04 p. 100 du moment terrestre. Ce champ provient très vraisemblablement du fonctionnement d'une dynamo interne dans le noyau, indiquant par là même que la planète est très probablement différenciée. Aucune autre donnée géophysique ou orbitographique n'apporte de précision supplémentaire sur la structure interne. Les principaux renseignements géologiques concernant Mercure ont été acquis par les caméras de télévision de Mariner-10. Celles-ci ont fourni une couverture photographique de 40 p. 100 de la surface de la planète (entre les longitudes + 100 et + 1900), avec une résolution moyenne de 2 kilomètres; ponctuellement, la résolution a atteint 200 mètres. 20 p. 100 de la surface ont été photographiés avec un recouvrement stéréoscopique.



Morphologie générale


Quelle que soit la résolution des images, l'élément morphologique dominant mis en évidence par la mission Mariner-10 est le cratère. Il en existe de toutes tailles: le plus grand, le bassin Caloris, a un diamètre de 1 300 kilomètres; sur les photographies à très haute résolution, on distingue une multitude de cratères d'un diamètre voisin de 200 mètres; des mesures indirectes, comme celle de la polarisation de la lumière réémise par Mercure, montrent que le sol est criblé de cratères dont le diamètre descend jusqu'à 1 micromètre.
L'étude morphologique des cratères révèle, malgré la variabilité des formes, une grande unité. Au-dessous de 10 kilomètres de diamètre, les cratères ont l'aspect caractéristique des trous d'obus: en forme de bol d'une profondeur comprise entre le cinquième et le dixième du diamètre, ils sont entourés d'une couronne de débris nommés éjecta. Entre 10 et 20 kilomètres de diamètre, les cratères quittent progressivement cette forme pour adopter un fond plus ou moins plat. À partir de 20 kilomètres de diamètre, ils ont tous un fond plat avec, au centre, l'ébauche d'un piton. Entre 20 et 150 kilomètres de diamètre, la couronne d'éjecta se développe et le piton devient de plus en plus net et important. Dans les cratères de 150 à 200 kilomètres de diamètre, il s'élargit et tend à devenir un anneau. Au-delà de 200 kilomètres de diamètre, les cratères, nommés alors bassins, présentent un ou plusieurs anneaux concentriques, sauf quand, postérieurement à leur formation, ils ont été remplis par des matériaux volcaniques. Tous ces caractères (éjecta, variation de forme en fonction du diamètre, etc.) se retrouvent dans les moindres détails sur la Lune et sur une centaine de cratères terrestres pour lesquels des études in situ (qui permettent par exemple de retrouver des fragments de météorite) ont prouvé qu'il s'agissait de cratères d'impact. Le passage de la forme simple (bol) à une forme plus complexe s'explique par des phénomènes de rebond immédiatement après l'impact. Les seules différences entre les cratères de Mercure et ceux des autres planètes ou satellites (répartition des éjecta et des cratères secondaires, diamètres limites de changement de classe...) proviennent des variations de l'accélération de la pesanteur à la surface de ces corps.

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