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Vulcain (planète)

Vulcain (planète)

Vulcain est une hypothétique planète intramercurienne, c'est-à-dire orbitant entre le Soleil et Mercure. Son existence a été postulée par Urbain Le Verrier en 1860 pour expliquer les avances de phases de Mercure par rapport aux lois de Kepler. Il est aujourd'hui admis que la planète Vulcain n'existe pas.

Des anomalies dans l'orbite de Mercure

Mercure connaît une légère perturbation dans son mouvement par rapport au modèle prévu par la mécanique Newtonienne, appelée précession du périhélie. À chaque révolution autour du Soleil, le périhélie de l'orbite de Mercure avance légèrement tout en tournant autour du Soleil. Toutes les planètes connaissent ce phénomène, causé par l'influence gravitationnelle des autres corps du système solaire, et qui peut être expliqué par les lois classiques de la mécanique céleste. En revanche, pour Mercure, il reste une très légère avance de 43 arcsecondes par siècle par rapport à l'orbite calculée à partir des lois de Newton et de Kepler. Il devenait assez embarrassant pour les astronomes de constater un décallage pouvant aller jusqu'à une heure par rapport aux dates prévues des transits de Mercure. En 1842, l'astronome français Urbain Le Verrier — conseillé par François Arago — se pencha sur le problème, en vain, avant de se tourner vers les anomalies d'Uranus qui le mèneront à découvrir en 1846 la planète Neptune, uniquement à l'aide des lois de la mécanique céleste. Le Verrier revient alors au problème de Mercure, revoit tous les calculs mais trouve toujours ce décallage de 43 secondes d'arc. Il postule alors la présence d'un ou plusieurs corps entre le Soleil et l'orbite de Mercure, dont l'interaction gravitationnelle perturberait le mouvement de Mercure, à l'instar d'Uranus et Neptune. Au centre de données sur les taches solaires de Zurich, sont recensées par Johann Rudolf Wolf deux douzaines de taches sur le Soleil qui indiqueraient même deux orbites intramercuriennes, de 26 et 38 jours. Le 28 mars 1859, Le Verrier reçut un courrier d'un astronome amateur, Edmond Modeste Lescarbault, médecin à Orgères, à propos d'une tâche noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui serait probablement le transit d'une planète intramercurienne. Lescarbault rapporta avoir observé la tâche durant une heure et quart, parcourant un quart du disque solaire, et en estima son inclinaison orbitale (entre 5,3° et 7,3°), sa longitude (environ 183°), une importante excentricité et le temps de transit (4h30). Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma « Vulcain » — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il détermina la période orbitale de 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,1427 ua, une inclinaison de 12° 10' et un nœud ascendant à 12° 59'. Il en déduit églament un diamètre d'environ 2000 km et une masse d'un dix-septième de celle de Mercure. Bien que cette masse était trop faible pour en expliquer les anomalies, Vulcain restait une bonne candidate au corps le plus gros d'une hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à Mercure.

À la recherche de Vulcain

Mercure était déjà difficile à observer, à cause de sa proche distance au Soleil. Elle n'était déjà visible qu'au lever et au coucher du Soleil. Le cas de Vulcain, ainsi que les autres astéroïdes de la ceinture intramercurienne, était encore plus ardu puisque plus proche encore du Soleil. Il y avait deux moyens d'observer Vulcain : profiter d'une éclipse pour observer le ciel aux alentours du Soleil ou bien observer un transit de Vulcain devant le Soleil. Le Verrier profite de l'éclipse de Soleil de 1860 pour mobiliser tous les astronomes français afin de repérer Vulcain, mais sans succès. La planète fut recherchée pendant quelques décennies. Une vingtaine de rapports d'observations passées similaires à celle de Lescarbault furent rassemblées par Haase en 1872, dont celle de W. Lummis du 20 mars 1862 ; une des rares observations retenues par Le Verrier. D'autres observations de ce corps sont rapportées par John Hind le 3 novembre 1871 et William Denning le 26 mars 1873. Le 4 avril 1876, l'astronome allemand M. Weber observe une tache ronde sur le Soleil. Celle-ci concorderait avec l'orbite calculée par Le Verrier et celle de 38 jours de Wolf. De nombreuses observations sont relevées mais pas toujours en accord avec l'orbite prédite par Le Verrier ou infirmées par d'autres observations effectuées au même moment. Après la mort de Le Verrier, en 1877, l'enthousiasme avec lequel les astronomes recherchaient la planète est peu à peu tombé. Lors de l'éclipse du 29 juillet 1878, l'astronome J.C Watson dit avoir vu deux points lumineux qui ne pouvaient être autre chose que des planètes, tandis que Lewis Swift aurait également repéré Vulcain, mais à une position différente. Cependant, des photographies prises lors de l'éclipse n'ont révélé aucune trace de Vulcain.

L'orbite de Mercure expliquée par Einstein

La réponse fut finalement apportée en 1916 par Albert Einstein avec la théorie de la Relativité Générale. En appliquant la relativité générale au mouvement de Mercure, on en arrive à la précession mesurée, et il n'y a plus d'irrégularités. Vulcain et les autres corps de cette ceinture d'astéroïdes intramercurienne n'avaient plus lieu d'être. L'analyse de photographies prises par Erwin Freundlich durant une éclipse totale à Sumatra en 1929 n'apporta aucun signe de la présence de Vulcain. Pourtant en 1970 et 1971, certains chercheurs pensaient avoir trouvé la planète en question, mais il ne s'agissait certainement que de comètes qui sont passées près du Soleil, voir qui sont entrées en collision avec. Depuis aucune des nombreuses observations, jusqu'aux expériences menées en 1974 à bord du Skylab, n'a confirmé la présence de cette planète. Les multiples taches observées par les astronomes étaient sans doutes des astéroïdes proches de la Terre, alors inconnus à l'époque, ou bien des étoiles mal identifiées pour les cas de Watson et Swift. Catégorie:Système solaire Catégorie:Mercure ja:バルカン (惑星)

Plante

zh-min-nan:Si̍t-bu̍t ko:식물 ms:Tumbuhan ja:植物 simple:Plant th:พืช |----- ! colspan=2 bgcolor="lightgreen" | Références |----- ! colspan=2 align=left| [http://www.itis.usda.gov/servlet/SingleRpt/SingleRpt?search_topic=TSN&search_value=202422 ITIS 202422] |- Les plantes ou végétaux sont des êtres pluricellulaires à la base de la chaîne alimentaire. Elles forment l'une des subdivisions (ou règne) des eucaryotes. Elles sont l'objet d'étude de la botanique.

Les grandes caractéristiques des plantes


- Les végétaux sont des organismes autotrophes, c'est à dire qu'ils produisent leur propre matière organique à partir de sels minéraux puisés dans le sol et d'énergie solaire grâce à la fonction chlorophyllienne : c'est le mécanisme de photosynthèse. Ils doivent à la chlorophylle contenue dans les chloroplastes leur couleur verte.
- Les végétaux sont des organismes fixés au sol par leurs racines (mais il y a des exceptions), ce qui les rend très dépendants des conditions de leur environnement ; cet état est lié à la nature cellulosique des parois cellulaires, aux tissus de soutien de la plante (collenchyme et sclérenchyme) et à certaines molécules particulières comme la lignine qui rend les tissus rigides.
- Les végétaux sont des organismes peu différenciés. On distingue peu de types de tissus ou d'organes différenciés, ce qui entraîne des propriétés particulières : une croissance potentiellement indéfinie, une capacité de régénération importante (d'où la possibilité de reproduction végétative).

L'organisme végétal

reproduction végétative On distingue, selon leur degré de différenciation, trois grands types d'organisation :
- les thallophytes ; plantes vivant en milieux humides, caractérisées par un thalle, appareil végétatif peu différencié en forme de lame : algues, champignons, lichens ;
- les bryophytes ; ce sont les mousses et les Hépatiques, dont l'appareil végétatif commence à se différencier en tige et feuille. Ils constituent une nouvelle étape vers le passage de la vie aquatique à la vie terrestre ;
- les cormophytes ; ce sont les plantes vasculaires ou rhizophytes, qui comprennent les ptéridophytes (fougères) et les spermaphytes (plantes à graines). L'appreil végétatif est maintenant bien différencié en racine, tige, feuille et surtout vaisseaux conducteurs de sève (phloème et xylème). C'est grâce à ces vaisseaux conducteurs et à leur port dressé et rigide que ces plantes sont adaptées au milieu terrestre ;

La classification des plantes

La première classification connue est l'œuvre de Théophraste (370-285 av. J.-C.) qui classa 480 plantes selon leur port (arbre, arbuste ou herbe) et certaines caractéristiques florales. Au , des botanistes, notamment les frères Jean et Gaspard Bauhin, vont entamer une réflexion sur le classement des plantes. Ils cherchent à établir des groupes naturels de plantes à partir de leur ressemblance. En effet la découverte de nouvelles plantes rendait un nouveau classement nécessaire. Il faut savoir que jusqu'alors, les plantes étaient classées en fonction de leur taille, du lieu où elles poussaient ou de leur ressemblance. John Ray (1628-1705), naturaliste anglais, propose d'établir un nouveau système de classification ayant pour fondement le plus grand nombre possible de caractères de la fleur, du fruit ou de la feuille. Puis, Pierre Magnol (1638-1715), inventeur du terme famille, répertorie 76 familles de plantes. Joseph Pitton de Tournefort (1656-1708) établit un classement des végétaux suivant la structure des fleurs et introduit les notions d'espèce et de genre. Enfin, Carl von Linné (1707-1778), botaniste du roi de Suède, codifie la nomenclature binominale des végétaux et des animaux. Ce système utilise deux noms en latin : le premier indique le genre et le second, l'espèce de la plante ou de l'animal. En revanche, son « système sexuel » basé sur le nombre d'étamines, ne fait pas progresser la classification des plantes.
- Voir aussi la liste des Botanistes.

Classification systématique dite « classique »

sont rattachés directement à ce règne:

Les algues

:
- Euglenophyta (les euglènes, 900 espèces) :
- Cryptophyta (les cryptophycées, 200 espèces) :
- Rhodophyta (les algues rouges, 4000 à 6000 espèces) :
- Haptophyta (les haptophytes, 300 espèces) :
- Chrysophyta (les chrysophycées, 1000 espèces) :
- Bacillariophyta (les diatomées, 100 000 espèces) :
- Phaeophyta (les algues brunes, 1500 espèces) :
- Chlorophyta (les algues vertes, 17 000 espèces)

Les Bryophytes

:
- Hepaticophyta (les hépatiques, 6000 espèces) :
- Anthocerotophyta (les anthocérotes, 100 espèces) :
- Bryophyta (les mousses, 9500 espèces)

Les végétaux vasculaires


  - Psilophyta
  - Lycopodiophyta (les lycopodes, 1000 espèces)
  - Equisetophyta (les prêles, 15 espèces)
  - Pteridophyta (les fougères, 11 000 espèces)
  - les Spermaphytes
    - les Gymnospermes
      - Cycadophyta (les cycas, 140 espèces)
      - Ginkgophyta (le ginkgo)
      - Pinophyta (les conifères, 550 espèces)
      - Gnetophyta (les gnétophytes, 70 espèces)
    - les Angiospermes (les plantes à fleurs, environ 235 000 espèces) Les chiffres montrent la domination qu'exercent aujourd'hui les angiospermes parmi les plantes terrestres. Suivant les auteurs, les limites entre le règne végétal (Plantae) et celui des protistes (Protista) varient. Pour certains (Raven, 1992), le règne des protistes s'étend des protistes hétérotrophes très proches des champignons ou des animaux aux algues vertes très proches des plantes terrestres; le règne végétal ne comprenant que ces dernières encore appelées embryophytes. D'autres auteurs (Bremer, 1985) regroupent les algues vertes et les plantes terrestres dans le taxon monophylétique des plantes vertes ou Chlorobionta. L'ITIS pour sa part regroupe l'ensemble des algues et des plantes terrestres dans le règne végétal.

Arbre phylogénétique simplifié

Chlorobiontes
- Ulvophytes ou Chlorophytes stricto sensu
- Micromonadophytes
- Streptophytes
  - Chlorokybophytes
  - Klebsormidiophytes
  - Phragmoplastophytes
    - Zygnématophytes
    - Plasmodesmophytes
      - Chaetosphaeridiophytes
      - Charophytes stricto sensu
      - Parenchymophytes
      -
- Coléochaetophytes
      -
- Embryophytes
      -
  - Marchantiophytes ou Hépatiques
      -
  - Stomatophytes
      -
    - Anthocérotes
      -
    - Hémitrachéophytes
      -
      - Bryophytes stricto sensu ou Mousses
      -
      - Trachéophytes ou Végétaux vasculaires
      -
      -
- Lycophytes
      -
      -
- Euphyllophytes
      -
      -
  - Moniliformopses
      -
      -
    - Filicophytes ou Ptéridophytes stricto sensu
      -
      -
    - Équisétophytes ou Sphénophytes
      -
      -
  - Spermatophytes
      -
      -
    - Cycadophytes
      -
      -
    - Coniférophytes
      -
      -
    - Ginkgophytes
      -
      -
    - Anthophytes
      -
      -
      - Gnétophytes
      -
      -
      - Angiospermes

Classification selon la taille et le type de la tige

Une grande division est souvent faite entre les plantes herbacées et les plantes ligneuses (celles qui forment du bois).

Classification selon le climat d'après W. Köppen

On trouve des plantes presque partout sur la terre : dans le désert, sous l'eau, dans les forêts tropicales, et même dans l'Arctique. Toutefois, leur répartition à la surface de la terre est fonction des conditions climatiques. Ainsi, pour rendre compte des principaux groupes de végétaux, un climatologue et botaniste allemand, Köppen a établi une classification des climats. Cette classification, publiée pour la première fois en 1901, et remaniée à plusieurs reprises depuis, est la plus ancienne et la plus connue. La classification de Köppen comprend cinq groupes de climats eux-mêmes divisés en cinq types climatiques. Le contour de chaque groupe correspond à la satisfaction d'un critère lié à la température de l'air ou combinant à la fois la température de l'air et le niveau des précipitations.
- Plantes des régions tropicales La zone tropicale s'étend de part et d'autre de l'équateur entre le tropique du Cancer (23°27' de latitude nord) et le tropique du Capricorne (23°27' de latitude sud). Elle représente l'une des grandes zones climatiques nées de la circulation générale de l'atmosphère et de son déplacement saisonnier. Il est à noter que cette zone couvre environ 45% de la surface globale des forêts. La température moyenne du mois le plus froid est supérieure à +18°Celsius. La végétation correspondante est la forêt tropicale ou la savane.
- Plantes des régions sèches et désertiques Essentiellement caracterisé par la presence d'arbustes et d'herbes qui se sont adaptés à l'environnement désertique et qui, par un système de racines souterrainnes peu profond mais étendu à proximité de la surface (fasciculé), arrivent à récolter la quantité d'eau suffisante à leur croissance. La végétation est très peu développée et recouvre peu d'espace. Les espèces sont appelées xérophytes (du grec Xéro=sec, et phyto=plante), on y retrouve des Cactus, des plantes à cuticule épaisse pour limiter l'évapotranspiration, des plantes en coussinets, des succulentes ( exemple famille des Crassulassées, dont le Sedum ou la Joubarbe ). La plupart des plantes chlorophyliennes de ces régions fonctionnent grâce à la photosynthèse en C4.
- Plantes des régions tempérées En Europe, cette forêt s'étend de la forêt boréal à la forêt méditerrannéenne (entre 40° et 55° Nord ). Le régime thermique est modéré avec en hiver un peu de gel sur la partie supérieure des sols, et un été modérément chaud. On peut distinguer trois espèces dominantes.
- Plantes des régions froides ou subarctiques On distingue 2 grands types de végétation en milieu polaire et subpolaire :
  - La toundra : située entre 55° et 70° Nord, cest une végétation dominée par les herbes et les mousses, souvent associées a divers arbustes. C'est une formation végétale continue et basse avec l'absence d'arbres à cause d'un sol gelé en profondeur en permanence, le permafrost (température inférieure a 0°C). L'absence d'arbres est aussi due à un raccourcissement de la période de végétation (l'été ne dure parfois que 1 à 2 mois).
  - La taïga : forêt boréale de grands conifères, typique de la Sibérie et du Canada. Les hivers sont plus longs et plus rigoureux et les mois d'été sont plus chauds (température supérieure a 10°C). On considère que cela représente la limite entre la taïga et la toundra. Le sous-bois est constitué de plusieurs conifères à aiguilles et de fougères. Dans l'hémisphère sud, cette formation végétale est plus réduite (dans les îles de l'Antarctique, la toundra en touffes domine la région).
- Plantes des régions polaires
- Plantes des régions de hautes montagnes

Classification des types biologiques de Raunkiaer

C'est une classification écologique, qui classe les plantes selon la manière dont elles protègent leurs bourgeons à la mauvaise saison (froide ou sèche) ; elle distingue cinq groupes ou type biologique de végétaux :
- phanérophytes : ce sont essentiellement les arbres, arbustes et arbrisseaux, dont les bourgeons sont situés en haut d'une tige ; les feuilles tombent ou non et les zones les plus sensibles (méristèmes) sont protégées par des structures temporaires de résistance : les bourgeons ;
- chaméphytes, ce sont des plantes basses dont les bourgeons sont proches du sol ; les feuilles tombent ou non, les bourgeons les plus bas bénéficient de la protection de la neige ;
- cryptophytes ou géophytes, ces plantes passent la mauvaise saison protégées dans le sol, la partie aérienne meurt ; ce sont les plantes à bulbe, à rhizome et à tubercule ;
- thérophytes, ce sont les plantes annuelles, qui disparaissent pendant la mauvaise saison et survivent sous la forme de graines ;
- hémicryptophytes, stratégie mixte qui combine celles des géophytes et des chaméphytes ; ce sont souvent des plantes à rosette.

Voir aussi

Liens internes


- Classement des cultures par groupes d'usage
- Famille botanique
- Flore (noms scientifiques)
- Flore (noms vernaculaires)
- Liste de plantes par ordre alphabétique
- Liste des plantes utiles par catégorie
- Liste de légumes, Liste de fruits
- Plantes par nom scientifique

Liens externes


- [http://www.infovisual.info/01/003_fr.html Voir un schéma détaillé de la structure d'une plante.]
- [http://www.tela-botanica.org/code Code international de nomenclature botanique de Saint-Louis]
- [http://www.endemia.nc Flore endémique et autochtone de Nouvelle-Calédonie]
- [http://follavoine.chez.tiscali.fr/f2_an_glos_typesbio.htm Flore photographique régionale : types biologiques]
- [http://ispb.univ-lyon1.fr/cours/botanique/ Cours de Botanique avec photographies] Catégorie:Classification scientifique Catégorie:Botanique
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Mercure (planète)

Mercure est la première planète du système solaire en partant du Soleil et la huitième en taille. Elle est de type tellurique comme la Terre, et doit son nom au dieu romain Mercure. Elle ne possède aucun satellite naturel. Sa magnitude apparente varie entre -0,4 et 5,5. Mercure est une planète difficile à observer, du fait de sa proche distance au Soleil. Elle n'est d'ailleurs observable qu'au lever et au coucher de celui-ci. Mercure est encore une planète mystérieuse puisque seulement 40–45% de sa surface est connue. À ce jour, seule la sonde Mariner 10 (1974–1975) a survolé la planète — par 3 fois. À chaque survol, Mercure présentait la même face au Soleil, c'est pourquoi la planète n'a pu être totalement cartographiée par la sonde.

Mercure dans l'Antiquité

Mercure est connue depuis que les hommes s'intéressent au ciel nocturne ; la première civilisation à en avoir laissé des traces écrites est la civilisation sumérienne (III millénaire av. J.-C.) qui la nommait « Ubu-idim-gud-ud », mais elle était probablement connue depuis bien avant. Les Sumériens avaient remarqué un point lumineux qui se déplaçait près de l'horizon et qui était le plus facilement observable juste avant le lever et après le coucher du Soleil. Les premiers écrits d'observations détaillées de Mercure nous viennent des Babyloniens. Les Babyloniens donnaient à cet astre qu'ils associaient au dieu Nebo, le nom de « gu-ad » ou « gu-utu ». Ils sont également les premiers à avoir étudié le mouvement apparent de Mercure, qui est différent de celui des autres planètes. Les astronomes chinois avaient également remarqué cette planète qu'ils nommaient « Shui xing », tandis que les Égyptiens (qui lui ont donné le nom de « Sabkou ») l'associaient à Djéhouty (connu des Grecs sous le nom de Thot), dieu de la sagesse. Les Grecs quant à eux lui avaient assigné deux noms : Apollon lorsqu'elle était visible à l'aube et Hermès lorsqu'elle était visible au crépuscule ; bien qu'ils sussent — grâce à Pythagore — qu'il s'agissait du même astre. L'astronome Héraclite suggéra même que Mercure et Vénus pouvaient tourner autour du Soleil et non pas autour de la Terre, alors que le modèle du système solaire était encore à l'époque celui du géocentrisme. C'est des Romains que nous vient le nom de « Mercure », qui correspondait à Hermès pour les Grecs, messager des dieux, dieu du commerce, du voyage et des voleurs. L'association de la planète au dieu Mercure vient probablement du fait que la planète se déplace rapidement dans le ciel, rappelant la célérité de la divinité gréco-romaine. Le symbole astronomique de Mercure est un cercle posé sur une croix et portant un demi-cercle en forme de cornes (Unicode : ☿). C'est une représentation du caducée du dieu Hermès. Mercure laissa également son nom au troisième jour de la semaine, mercredi (« mercure-di »). mercredi

Caractéristiques physiques

Atmosphère

L'atmosphère de Mercure est quasi-inexistante ; on n'en décèle que quelques traces. Elle est extrêmement mince à cause de la chaleur et de la faible gravité de la planète, à tel point que les molécules de gaz de l'atmosphère entrent plus souvent en collision avec la surface de la planète qu'avec d'autres molécules de gaz. Il est d'ailleurs plus approprié de parler de l'exosphère de Mercure que de son « atmosphère ». Dans la plupart des cas, on peut la négliger et considérer Mercure comme privée d'air. Cette atmosphère est principalement composée de potassium (31 %), de sodium (25 %) et d'oxygène (9,5 %). Mariner 10 mit en évidence une ionosphère d'au plus un cent-millième de celle de la Terre. Le vent solaire et le dégazage du sol (d'argon et de néon) permettent de mesurer une très faible pression de 2×10-9 mbars. Les atomes composant l'atmosphère de Mercure sont continuellement libérés dans l'espace, avec une « durée de vie » moyenne d'un atome de potassium (ou de sodium) d'environ trois heures durant le jour mercurien, et seulement la moitié — soit une heure trente — lorsque la planète est au périhélie, c'est-à-dire au plus proche du Soleil. Ils sont cependant constamment renouvelés par divers mécanismes. Les particules chargées du vent solaire sont l'une des sources probables de ce renouvellement. La magnétosphère, bien que faible, permet de capturer des atomes et de les envoyer vers la surface Mercure et de participer à ce recyclage. Les impacts météoritiques qui éjectent des particules arrachées à la surface de la planète, contribuent aussi à la formation de cette mince atmosphère. Ces météorites apportent elles-mêmes de la matière et pourraient d'ailleurs être la source du potassium et du sodium détectés dans l'atmosphère. Il existe d'autres mécanismes encore, comme l'évaporation de la glace ou le dégazage.

Température et lumière du Soleil

Mercure est une planète très chaude. La température moyenne à la surface est 452 K (179°C), mais elle peut varier de 90 K (-183°C), pour les portions à l'ombre, à 700 K (427°C) pour les régions exposées au rayonnement solaire. Par comparaison, la température sur Terre varie seulement d'environ 11 K (sans tenir compte du climat ou des saisons, uniquement le rayonnement solaire). Depuis sa surface, le soleil apparaît quatre fois plus gros que sur Terre, et sa lumière est 8,9 fois plus intense avec un flux de rayonnement solaire de 9126,6 W/m².

Surface

La surface de Mercure est couverte de cratères. La planète ressemble beaucoup en apparence à la Lune, ne présentant a priori aucun signe d'activité interne. Pour les astronomes, ces cratères sont très anciens et racontent l'histoire de la formation du système solaire, lorsque les planétésimaux entraient en collision avec les jeunes planètes pour fusionner avec elles. Par opposition, certaines portions de la surface de Mercure semblent lisses, vierges de tout impact. Il s'agit probablement de coulées de lave recouvrant un sol plus ancien et plus marqué par les impacts. La lave, une fois refroidie, donnerait lieu à une surface lisse. Ces plaines datent d'un âge plus récent, postérieur à la période de bombardements intenses. Le plus remarquable de ces cratères (du moins, sur la portion qui a pu être photographiée) est le Bassin Caloris, un impact météoritique d'un diamètre d'environ 1300 km et qui fut formé après la chute d'un astéroïde d'une taille avoisinant les 150 km il y a près de 3,85 milliards d'années. Son nom (« Caloris », chaleur en latin) vient du fait qu'il est situé sur l'un des deux « pôles chauds » de la surface de Mercure qui fait directement face au Soleil lorsque la planète est au plus proche de celui-ci. Les cratères d'un diamètre supérieur à 200 m sont appelés « bassins ». Il s'agit d'une grande dépression circulaire avec des anneaux concentriques. Plus tard, de la lave a certainement coulé dans le cratère et a lissé sa surface. Seule la partie est du bassin a pu être photographiée par la sonde Mariner 10, la partie ouest étant plongée dans l'ombre au moment du survol de Mercure. astéroïde De l'autre côté du bassin se trouve une région très accidentée, de la taille de la France et de l'Allemagne réunies, formée de blocs rocheux désordonnés. Les scientifiques pensent que ces fractures sont le résultat du choc qui produisit le Bassin Caloris. Les ondes de choc produites par l'impact météoritique ont déformé la face opposée, soulevant le sol à une hauteur de 800 m à 1000 m et déformant la surface de Mercure, produisant cette région chaotique. Par ailleurs, les photographies prises par Mariner 10 révèlent la présence d'escarpements lobés dus à une contraction de la planète lors de son refroidissement. Ce refroidissement entraîna une diminution du rayon de la planète d'environ 2 km, produisant des cassures dans la croûte pour former des crêtes et des plis. Ces escarpements traversent les cratères, les montagnes et les vallées et peuvent atteindre une longueur de 500 km. Certaines crêtes atteignent des hauteurs d'environ 4 km. L'ancienneté de ces escarpements montre que la planète n'a pas connu d'activité tectonique depuis son jeune âge. Les différentes caractéristiques de la surface de Mercure sont :
- Les cratères — voir liste des cratères de Mercure.
- Les Albedos (régions marquées par une réflexion plus forte ou plus faible) — voir liste des albedos de Mercure.
- Les Dorsa (crête) — voir liste des crêtes de Mercure.
- Les Montes (montagnes) — voir liste des monts de Mercure.
- Les Planitiae (plaines) — voir liste des plaines de Mercure.
- Les Rupes (escarpements) — voir liste des escarpements de Mercure.
- Les Valles (vallées) — voir liste des vallées de Mercure.

D'anciennes activités volcaniques

liste des vallées de Mercure La présence de plaines plus jeunes (les plaines lisses) est la preuve que Mercure a connu dans son passé de l'activité volcanique. L'origine de ces plaines a été mise en évidence à la fin des années 1990 par Mark Robinson et Paul Lucey en étudiant les photographies de Mercure. Le principe était de comparer les surfaces lisses — formées à partir de coulées de laves — avec les autres, non lisses (et plus anciennes). S'il s'agissait bien d'éruptions volcaniques, ces régions devaient être d'une composition différente de celle qu'elles recouvraient, puisque composée de matériaux venant de l'intérieur de la planète. Les images prises par Mariner 10 ont d'abord été recalibrées à partir d'images prises en laboratoire avant le lancement de la sonde, et d'images prises durant la mission des nuages de Vénus (Vénus présente une texture plutôt uniforme) et de l'espace profond. Robinson et Lucey ont ensuite étudié divers échantillons de la Lune — qui aurait connu une activité volcanique similaire — notamment la réflexion de la lumière afin de faire un parallèle entre la composition et la réflexion de ces matériaux. À l'aide de techniques avancées de traitement d'images numériques (qui n'étaient pas possibles à l'époque de la mission Mariner 10), ils ont appliqué un code de couleurs aux images afin de différencier les matériaux minéraux sombres des matériaux métalliques. Trois couleurs ont été utilisées : le rouge pour caractériser les minéraux opaques, sombres (plus le rouge est prononcé, moins il y a de minéraux sombres) ; le vert pour caractériser à la fois la concentration d'oxyde de fer (FeO) et l'intensité du bombardement de micrométéorites, également appelé « maturité » (la présence de FeO est moins importante, ou la région est moins mature, sur les portions plus vertes) ; le bleu pour caractériser le rapport UV/lumière visible (l'intensité de bleu augmente avec le rapport). La combinaison des trois images donne des couleurs intermédiaires. Par exemple, une zone en jaune peut représenter une combinaison d'une forte concentration en minéraux opaques (rouge) et une maturité intermédiaire (vert). jaune Robinson et Lucey ont alors remarqué que les plaines étaient marquées de couleurs différentes par rapport aux cratères et ont pu en déduire que ces plaines étaient de composition différente par rapport aux surfaces plus anciennes (caractérisées par la présence de cratères). Ces plaines ont dû, à l'instar de la Lune, être formée par des coulées de lave. De nouvelles questions se posent alors quant à la nature de ces remontées de roche en fusion : s'agit-il de simples épanchements fluides, ou d'éruptions explosives ? Cependant, toutes les plaines n'ont peut-être pas pour origine des coulées de lave. Il est possible que certaines se soient formées à partir de retombées de poussières et de fragments du sol, éjectés lors de gros impacts météoritiques. Certaines éruptions volcaniques ont pu se produire suite à de grosses collisions. Dans le cas du Bassin Caloris, le cratère généré par l'impact devait avoir à l'origine une profondeur de 130 km, atteignant probablement le manteau qui a dû entrer partiellement en fusion lors du choc (pression et température très importantes). Le manteau est ensuite remonté lors du réajustement du sol, comblant le cratère. Ainsi, sachant qu'une partie de la surface de Mercure provient de son intérieur, les scientifiques ont pu en apprendre plus sur la composition interne de la planète.

Composition interne

La planète possède un noyau métallique relativement gros, plus gros que celui de la Terre en proportions. La composition interne est de 70% de métaux (principalement dans le noyau) et 30% de silicate (manteau). La densité moyenne est de 5,430 g/cm³, ce qui est comparable à la densité terrestre (5,515 g/cm³). À partir d'observations depuis la Terre, les astronomes savaient avant même d'envoyer Mariner 10 que Mercure était à peu près aussi dense que la Terre. En revanche, ils ne s'attendaient pas à ce que la croûte de Mercure soit d'une si faible densité, d'après les mesures effectuées par la sonde américaine. Ces résultats indiquent que Mercure possède un énorme noyau métallique occupant 42% du volume planétaire, avec un rayon de 75% de celui de la planète. En comparaison, le noyau de la Terre, lui, ne remplit que 17% de son volume. Ceci implique que Mercure possède — en proportions — une quantité de fer deux fois plus importante que tout autre objet du système solaire. C'est la raison pour laquelle on la surnomme parfois « la planète métallique ». La raison pour laquelle Mercure possède un noyau si gros est encore inconnue et l'un des objectifs principaux des prochaines missions vers Mercure est d'étudier et comprendre la structure interne de la planète. Une réponse qui pourra nous en apprendre beaucoup sur la formation du système solaire. Cet énorme noyau est recouvert d'un manteau de silicate d'une épaisseur de 500 à 600 km, puis d'une croûte. L'étude du spectre de la planète montre que la surface semble pauvre en métaux, ce qui intrigue les scientifiques. Sur Terre, le fer est abondant en surface. Cet élément est même présent dans chaque couche de la planète. Mercure a dû connaître un processus différent lors de sa formation. Du fait de son important noyau ferreux et de son importante densité, Mercure est une planète très massive pour sa petite taille. Par comparaison, Ganymède, un satellite de Jupiter, est légèrement plus grande que Mercure pour une masse deux fois plus petite !

La rotation de Mercure

Alors qu'il étudiait Mercure afin d'en dresser une première carte, Schiaparelli avait remarqué après plusieurs années d'observation que la planète présentait toujours la même face au Soleil, comme la Lune le fait avec la Terre. Il en conclut alors en 1889 que Mercure était synchronisée par effet de marée avec le Soleil et que le jour mercurien équivalait à une année mercurienne, soit 88 jours terrestres. Cette durée était cependant erronée et il fallut attendre les années 1960 avant que les astronomes ne la revoient à la baisse. En 1962, des observations par radar à effet Doppler ont été effectuées par le radiotélescope d'Arecibo sur Mercure afin d'en apprendre plus sur la planète et de vérifier si la période de rotation était bien égale à la période de révolution. Les températures relevées du côté de la planète censé être toujours exposé à l'ombre étaient trop importantes, ce qui suggéra que cette face sombre était parfois exposée au Soleil. En 1965, les résultats obtenus par Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce révèlent que la période de rotation de Mercure est en fait de 59 jours terrestres, avec une incertitude de 5 jours. Cette période sera ajustée plus tard, en 1971, à 58,65 jours à ±0,25 jours grâce à des mesures plus précises — toujours par radar — effectuées par R.M. Goldstein. Trois ans plus tard, La sonde Mariner 10 apportera une meilleure précision, mesurant la période de rotation à 58,646±0,005 jours. Il se trouve que cette période est exactement égale aux 2/3 de la révolution de Mercure autour du soleil ; ce qu'on appelle une résonance 3:2. En comparaison avec la Terre, Mercure tourne 59 fois moins vite sur elle-même que notre planète. Mercure ne présente donc pas toujours la même face au Soleil. L'erreur de Schiaparelli était due au fait que la période de rotation réelle de Mercure est presque exactement la moitié de la période synodique de Mercure (c'est-à-dire le temps mis par Mercure pour revenir à la même configuration Terre–Mercure–Soleil) par rapport à la Terre. Pour garder une telle période de rotation en étant aussi proche du soleil, Mercure dispose d'une orbite elliptique inclinée de 3,4° (par rapport à l'équateur solaire), ainsi qu'une forte excentricité — 0,2 — ce qui en fait la planète la plus excentrique après Pluton. La raison pour laquelle les astronomes pensaient que Mercure était verrouillée avec le Soleil est qu'à chaque fois que Mercure était la mieux placée pour être observée, elle se trouvait toujours au même point sur son orbite (en résonance 3:2), présentant ainsi la même face à chaque fois ; ce qui serait aussi le cas si elle était totalement synchronisée avec le Soleil. Cette erreur peut être imputée à la difficulté d'observation de la planète avec les moyens de l'époque. Il est cependant possible que par le passé, Mercure ait connu une période de rotation beaucoup plus rapide. Certains scientifiques avancent cette période jusqu'à 8 heures. Elle aurait progressivement diminué à cause des forces de marée engendrées par le Soleil sur Mercure. D'après les calculs, ce ralentissement de 8 heures à 58,65 jours se serait déroulé sur une période d'un milliard d'années, ce qui implique également un accroissement de la température intérieure de la planète de 100 K. En raison de sa résonance 3:2, bien qu'une journée sidérale (la période de rotation) dure environ 58,7 jours terrestres, le jour solaire (durée entre deux retours successifs du Soleil au méridien local) dure 176 jours terrestres, c'est-à-dire deux années mercuriennes. Il en résulte une journée mercurienne plutôt « étrange » pour un observateur qui serait situé à la surface de Mercure. À certains endroits, celui-ci verra le Soleil se lever deux fois dans une même journée ! Ce phénomène s'explique par la variation de la vitesse orbitale de Mercure. Quatre jours avant le périhélie, la vitesse orbitale de Mercure est exactement égale à sa vitesse de rotation ; le mouvement du Soleil — qui était en train de se lever — semble s'arrêter. Puis au périhélie, la vitesse orbitale de Mercure excède sa vitesse de rotation et le Soleil semble alors avoir un mouvement rétrograde ; il apparaît retourner là d'où il vient, traversant le ciel d'ouest en est, durant environ quatre jours, avant de reprendre un mouvement apparent normal, c'est-à-dire se déplaçant d'est en ouest.

L'orbite de Mercure

Mercure a une orbite très excentrique qui fait varier son rayon de 46 à 70 millions de kilomètres. L'orbite de Mercure connaît une très lente précession du périhélie autour du Soleil. En d'autres termes, son orbite est elle-même en rotation autour du Soleil. Toutes les planètes connaissent une précession, causée par l'influence gravitationnelle des autres corps du système solaire, et celle-ci s'explique par la mécanique newtonienne pour chacune d'elles, sauf Mercure. En effet, Mercure connaît une précession légèrement plus rapide que celle à laquelle on peut s'attendre en appliquant les lois de la mécanique céleste, et se trouve en avance d'environ 43 secondes d'arc par siècle. mécanique newtonienne Les astronomes ont donc, dans un premier temps, pensé à la présence d'un ou plusieurs corps entre le Soleil et l'orbite de Mercure, dont l'interaction gravitationnelle perturberait le mouvement de Mercure. L'astronome français Urbain Le Verrier — qui avait découvert en 1846 la planète Neptune à partir d'anomalies dans l'orbite d'Uranus — se pencha sur le problème et suggéra la présence d'une seconde ceinture d'astéroïdes entre le Soleil et Mercure. Des calculs effectués en prenant compte l'influence gravitationnelle de ces corps devaient alors concorder avec la précession observée. Le 28 mars 1859, Le Verrier fut contacté par le médecin français Lescarbault à propos d'une tache noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui était probablement, d'après lui, une planète intramercurienne. Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma Vulcain — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il conclut que Vulcain tournait autour du Soleil en 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,14 ua. Il en déduit également un diamètre d'environ 2000 km et une masse d'un dix-septième de celle de Mercure. Cette masse était cependant bien trop faible pour expliquer les anomalies, mais Vulcain était une bonne candidate au corps le plus gros de cette hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à Mercure. Le Verrier profita alors de l'éclipse de Soleil de 1860 pour mobiliser tous les astronomes français afin de repérer Vulcain, mais personne ne put la trouver. Le Verrier resta cependant confiant après que le professeur Wolf, du Centre de données des taches solaires à Zurich, ait observé sur le Soleil deux douzaines de taches suspectes. La planète fut recherchée pendant des décennies ; certains astronomes attestèrent l'avoir vue passer devant le Soleil, parfois plusieurs dirent l'avoir repéré mais à des endroits différents. Finalement, la réponse vint en 1916 avec la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein. En appliquant la relativité générale au mouvement de Mercure, on en arrive à la précession mesurée, et il n'y a plus d'anomalies. L'analyse de photographies prises durant une éclipse en 1929 n'apporta aucun signe de la présence de Vulcain. Pourtant en 1970 et 1971, certains chercheurs pensaient avoir trouvé la planète en question, mais il ne s'agissait certainement que de comètes qui sont passées près du Soleil, voire qui sont entrées en collision avec lui. Les multiples taches observées par les astronomes étaient sans doute des astéroïdes proches de la Terre, alors inconnus à l'époque. Par ailleurs, des recherches ont révélé que l'excentricité de l'orbite de Mercure variait chaotiquement de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de 0,45 sur plusieurs millions d'années. C'est ce qui pourrait expliquer la résonance 3:2 de la rotation de Mercure (plutôt que 1:1), car on s'attend plutôt à rencontrer cet état pendant une période où l'orbite a une forte excentricité.

Champ magnétique

Révélée par la sonde Mariner 10 lors de sa première approche, en mars 1974, la présence d'un champ magnétique surprit les astronomes qui pensaient jusque-là que Mercure était dépourvue de toute magnétosphère. Vingt minutes avant de survoler la planète au plus près, les magnétomètres de Mariner 10 détectèrent l'onde de choc d'étrave produite par la collision de ce champ avec celui du Soleil et le mesurèrent à 1 µT, ce qui représente un peu moins d'un soixantième du champ magnétique terrestre. La source du champ magnétique, encore incertaine, a été déterminée durant un second passage de Mariner 10 comme étant intrinsèque à Mercure, et non pas provoquée par l'action des vents solaires. Avant la mission Mariner 10, les astronomes ne pensaient pas que Mercure possédait un champ magnétique du fait de sa vitesse de rotation — trop lente pour pouvoir l'engendrer par effet dynamo — et de sa petite taille — qui laissait penser que le noyau de Mercure s'était solidifié depuis longtemps. Il fallut donc admettre que ce noyau est partiellement fondu et connaît des mouvements de convection qui seraient à l'origine de ce champ. Néanmoins, les estimations récentes suggèrent que le noyau de Mercure n'est pas assez chaud pour que le fer–nickel soit présent sous forme liquide. En revanche, il est possible que d'autres matériaux ayant un point de fusion plus bas, comme le soufre, en soient responsables. Il se peut également que le champ magnétique de Mercure soit le reste d'un ancien effet dynamo qui a maintenant cessé, devenu « figé » dans les matériaux magnétiques solidifiés du noyau (la période de rotation ayant pu être beaucoup plus courte par le passé). Par ailleurs, le champ magnétique de Mercure est une version réduite du champ magnétique terrestre. Norman Ness, qui était alors chargé de l'étude du champ magnétique, put prédire — en supposant d'avance qu'il s'agissait d'une version réduite du champ terrestre — les moments précis où la sonde traverserait l'onde de choc, la magnétopause ainsi que la zone où le champ est maximal. Ces prédictions concordaient avec les mesures relevées par les instruments de Mariner 10. Des expériences menées par la sonde ont montré que, tout comme celle de la Terre, la magnétosphère de Mercure possède une queue séparée en deux par une couche neutre.

La haute métallicité de Mercure

La proportion en fer de Mercure — proportion plus importante que celle de tout autre objet du système solaire — intrigue toujours les astronomes. La réponse à cette question permettrait certainement d'en apprendre beaucoup sur la nébuleuse solaire primitive et les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Trois hypothèses ont été proposées pour expliquer la haute métallicité de Mercure et son noyau gigantesque. nébuleuse solaire L'une d'entre elles suggère que Mercure avait à l'origine un rapport métal–silicate semblable à celui des chondrites et une masse d'environ 2,25 fois la masse courante. Tôt dans l'histoire du système solaire, Mercure aurait été frappée par un planétésimal d'environ 1/6 de cette masse. L'impact aurait arraché à la planète une grande partie de sa croûte et de son manteau, ne laissant derrière que le noyau (métallique) et un mince manteau. Une hypothèse similaire a été proposée pour expliquer la formation de la Lune. Une seconde hypothèse propose que le taux d'éléments lourds, comme le fer, présent dans la nébuleuse solaire était plus important au voisinage du Soleil, voire que ces éléments lourds étaient distribués graduellement autour du Soleil (plus on s'en éloignait, moins il y avait d'éléments lourds). Mercure, proche du Soleil, aurait donc amassé plus de matériaux lourds que les autres planètes pour former son noyau. Alternativement, Mercure aurait pu s'être formée très tôt dans l'histoire, avant même que l'énergie dégagée par le Soleil ne se soit stabilisée. Mercure aurait eu à sa formation le double de sa masse courante, mais à mesure que la proto-étoile se contractait, la température aux alentours de Mercure augmentait et aurait pu atteindre 2500–3500 K, voire 10 000 K. À de telles températures, une grande partie de la surface de Mercure aurait été vaporisée, formant une atmosphère de « vapeurs rocheuses », qui aurait été ensuite transportée ailleurs par les vents solaires. Une hypothèse similaire propose que les couches extérieures de Mercure aient été érodées par les vents solaires, durant une plus longue période.

De la glace sur Mercure

Des observations radar faites en 1991 à partir du radiotélescope d'Arecibo et de l'antenne de Goldstone indiquent la présence de glace d'eau aux pôles Nord et Sud de Mercure. Celle-ci est caractérisée par des zones à réflexion radar élevée et une signature fortement dépolarisée, contrairement à la réflexion radar typique du silicate, constituant la majeure partie de la surface de Mercure. Une vingtaine d'anomalies de ce type ont été observées. Les résultats obtenus avec le radiotélescope d'Arecibo montrent que ces réflexions radar sont concentrées dans des taches circulaires de la taille d'un cratère. D'après les images prises par Mariner 10, la plus grosse d'entre-elles, au pôle Sud, semble coïncider avec le cratère Chao Meng-Fu. D'autres, plus petites, correspondent également à des cratères bien identifiés. La corrélation est cependant impossible à faire pour le pôle Nord, puisque non cartographié. On pense que de la glace repose au fond de ces cratères. La présence de glace sur Mercure peut surprendre ; les températures régnant à la surface de la planète peuvent atteindre 430°C, notamment aux « pôles chauds » — régions les plus exposées au Soleil, lorsque Mercure est au plus proche de celui-ci. Cependant, certains cratères présents aux pôles peuvent ne jamais être exposés aux rayons du Soleil, et donc plongés dans une obscurité permanente. Des études ont montré que la température au niveau de ces cratères n'excède pas 102 K. Certaines surfaces plates, même au niveau des pôles toujours, seraient soumises à des températures inférieures à 167 K. Exposée à de telles conditions, l'eau peut rester sous forme de glace. Deux sources probables de glace sont envisagées : le bombardement météoritique et le dégazage du sol. Les météorites frappant la planète ont pu apporter de l'eau qui serait restée piégée (gelée par les basses températures des pôles) aux endroits où se sont produits les impacts. De même pour les dégazages ; certaines molécules ont pu migrer vers les pôles et s'y retrouver piégées.

L'hypothétique lune de Mercure

Le 27 mars 1974, alors que Mariner 10 s'apprêtait à effectuer, deux jours après, son premier survol de la planète, des anomalies dans les UV extrêmes ont été enregistrées par un des instruments de la sonde, caractérisant un objet « qui n'était pas censé se trouver là ». Puis, elles ont disparu le jour suivant pour apparaître de nouveau trois jours après. Les astronomes ont d'abord pensé à une étoile, mais l'objet avait été vu dans deux directions différentes et les longueurs d'onde de ces UV laissaient penser qu'il s'agissait d'un objet beaucoup plus proche. C'est alors qu'on a cru à la découverte d'un satellite naturel autour de Mercure, d'autant plus que l'objet se déplaçait à une vitesse de 4 km/s, ce qui était plutôt cohérent avec la vitesse d'un satellite ou d'une lune. Mariner 10 devait alors étudier plus en détails ce corps qui s'avéra finalement être une étoile chaude, 31 Cratéris, dont les rayons UV n'avaient pas été entièrement absorbés par le milieu interstellaire comme on le pensait. Ceux-ci provenaient de la Gum, s'étendant sur 140° du ciel nocturne et émis à 54 nm.

Transit de Mercure

Le transit de Mercure peut se produire en mai ou en novembre lorsque Mercure se situe entre le Terre et le Soleil. La fréquence de ces transits est de 13 ou 14 par siècle. Le prochain se déroulera le 8 novembre 2006. Voir l'article détaillé : transit de Mercure.

Histoire géologique

L'évolution géologique de Mercure peut être divisée en cinq grandes périodes ou époques. La première s'étend du tout début de l'histoire du système solaire à la période de bombardements intenses. La nébuleuse solaire primitive s'est condensée et a commencé à former de la matière solide ; d'abord de petite masse qui à force de s'accumuler (processus d'accrétion) a produit des corps de plus en plus gros, ayant une force d'attraction de plus en plus importante, jusqu'à former la principale masse de Mercure. La nature homogène ou hétérogène de cette accumulation de matière reste encore inconnue : on ne sait pas si Mercure s'est formée à partir d'un mélange de fer et de silicate qui se sont ensuite dissocié pour former séparément un noyau métallique et un manteau de silicate, ou si le noyau s'est formé en premier, à partir de métaux, puis le manteau et la croûte ne sont venus qu'après, lorsque les éléments lourds comme le fer sont devenus moins abondants aux environs de Mercure. Il y a peu de chance pour que Mercure ait possédé une atmosphère initiale (juste après l'accumulation de matière), ou alors elle s'est évaporée très tôt avant l'apparition des plus anciens cratères. Si Mercure avait eu une atmosphère, on aurait pu remarquer une érosion des cratères par les vents, comme sur Mars. La seconde période est caractérisée par un fort bombardement météoritique par des corps relativement gros (des résidus du processus d'accrétion), couvrant la surface de Mercure par des cratères et des bassins (cratères larges de plus de 200 km de diamètre), et se termine à la formation du bassin Caloris. Il n'est pas certain que cette période soit la phase terminale de l'accrétion de Mercure ; il est possible qu'il ne s'agisse que d'un second épisode de bombardement indépendant de cette accumulation. Les escarpements présents majoritairement dans les régions « inter-cratères » (qui sont des surfaces plus anciennes que les cratères) et qui traversent parfois certains des plus vieux cratères, montrent que le refroidissement du noyau et la contraction de la planète se sont produits entre la fin de la première période et le début de la seconde. La formation du bassin Caloris marque la séparation entre la seconde et la troisième période. L'impact météoritique a donné lieu à de fortes transformations de la surface de Mercure : la création de l'anneau montagneux Caloris Montes autour du cratère produit par l'impact et les déformations chaotiques de l'autre côté de la planète. Cet évènement s'est produit il y a environ 3,8 milliards d'années. La quatrième époque géologique de Mercure débute après la collision donnant lieu au bassin Caloris et couvre la période de volcanisme qui s'ensuivit. Des coulées de lave ont formé une partie des grandes plaines lisses, grossièrement similaire aux maria lunaires. Cependant, les plaines lisses recouvrant le bassin Caloris (Suisei, Odin, et Tir Planitia) auraient été formées par des éjectas lors de l'impact Caloris. On estime que cette période s'est déroulée il y a entre 4 et 3 milliards d'années. La dernière époque s'étend d'il y a 3 milliards d'années à aujourd'hui. Hormis de petits impacts météoritiques, peu d'évènements se sont produit sur Mercure durant cette période. Il existe une autre chronologie semblable, découpée en cinq époques également : Pré-Tolstoïen (de la formation au refroidissement du noyau — il y a 4,5 à 3,97 milliards d'années), Tolstoïen (formation du bassin Tolstoj et des plaines lisses par coulées de lave — 3,97 à 3,77 milliards d'années), Calorien (impact du bassin Caloris et fin du bombardement intense — 3,77 à 3,5 milliards d'années), Mansurien (3,5 à 1 milliards d'années) et Kuiperien (depuis 1 milliard d'années à aujourd'hui). Ici, la période de volcanisme qui produisit une partie des plaines lisses est placée avant l'impact Caloris.

Cartographie de Mercure

À partir d'observations terrestres

Le premier astronome à avoir discerné des caractéristiques géologiques de Mercure était Johann Hieronymous Schröter qui, vers la fin du XVIII siècle, dessina en détails ce qu'il avait pu observer, dont des montagnes pouvant atteindre 19 km de haut ! Ses observations furent cependant infirmées par William Herschel qui ne put voir aucune de ces caractéristiques. Par la suite, d'autres astronomes ont dressé des cartes de Mercure, dont l'italien Giovanni Schiaparelli et l'américain Percival Lowell (en 1896) qui y voyaient des zones sombres en formes de lignes, similaires aux canaux de Mars. Schiaparelli et Lowell avaient également esquissé des cartes de Mars en soutenant qu'il y avait des canaux artificiels. La meilleure carte d'avant Mariner 10 provient du franco-grec Eugène Antoniadi, au début des années 1930. Elle fut utilisée pendant près de 50 ans jusqu'à ce que Mariner 10 nous renvoie les premières photos de la planète. Antoniadi montra que les canaux n'étaient qu'une illusion d'optique. Il reconnut que l'élaboration d'une carte précise de Mercure était impossible à partir d'observations effectuées à l'aube ou au crépuscule, à cause des perturbations atmosphériques (l'épaisseur d'atmosphère terrestre que la lumière doit traverser lorsque Mercure se trouve à l'horizon est importante et crée des distorsions de l'image). Il entreprit alors de faire des observations — dangereuses — en plein jour lorsque le Soleil était bien au-dessus de l'horizon. Il gagna ainsi en netteté, mais perdit en contrastes à cause de la lumière du Soleil. Antoniadi parvint tout de même à achever sa carte en 1934, composée de plaines et de montagnes. Les coordonnées utilisées sur ces cartes ont peu d'importance dans la mesure où elles ont été établies alors qu'on pensait, comme Schiaparelli l'avait affirmé, que la période de rotation de Mercure sur elle-même était la même que la période de révolution autour du Soleil. Il s'agit donc de la face supposée toujours illuminée qui a été cartographiée.

Depuis Mariner 10

En 1974–75, Mariner 10 rapporta des photographies en haute résolution permettant la cartographie d'environ 40–45% de sa surface, révélant les détails topographiques jamais vu auparavant : une surface recouverte de cratères avec des montagnes et des plaines, et très ressemblante à celle de la Lune. Il a d'ailleurs été assez difficile de faire une corrélation entre les caractéristiques photographiées par la sonde et les cartes établies par télescope. Certaines des manifestations géologiques de la carte d'Antoniadi se sont révélées inexistantes. L'Union Astronomique Internationale a défini en 1970 le méridien 0° comme étant le méridien solaire au premier périhélie après le 1 janvier 1950. Le système de coordonnées utilisé par Mariner 10 se base sur le méridien 20° qui coupe le cratère Hun Kal (Hun Kal signifie « 20 » en maya), ce qui donne une légère erreur de moins de 0,5° par rapport au méridien 0° définit par l'UAI. Le cratère Hun Kal est en quelque sorte le Greenwich de Mercure. L'équateur se trouve dans le plan de l'orbite de Mercure. Les longitudes sont mesurées de 0° à 360° en allant vers l'ouest. Mercure est découpée en 15 quadrangles. Plusieurs méthodes de projection ont été utilisées pour cartographier la surface de Mercure, suivant la position du quadrangle sur le globe. Cinq projections Mercator (projection cylindrique tangente à l'équateur) entourant la planète au niveau de l'équateur, entre les latitudes 25° nord et 25° sud ; quatre projections Lambert (projection conique) entre 20° et 70° de latitude pour chaque hémisphère ; et deux projections stéréographiques pour cartographier les pôles (jusqu'à 65° de latitude). Chaque quadrangle commence par la lettre H (pour « Hermès »), suivit de son numéro (de 1, pôle Nord, à 15, pôle Sud). Leur nom provient d'une caractéristique importante présente sur leur région (bassin, cratère, etc.) et un nom d'albedo (entre parenthèses) leur est attribué. Les noms d'albedos assignés pour cette nouvelle carte proviennent de celle d'Antoniadi, puisque c'était celle utilisée jusque-là par tous les observateurs depuis plusieurs décénies. Ils servent pour repérer les quadrangles lors des observations au télescope depuis la Terre, où l'on ne distingue que les variations d'intensité de lumière. Seuls Lowell et Antoniadi avaient annoté leurs cartes. Les quadrangles nom cartographiés ne possède que leur nom d'albédo.

Exploration de Mercure

De par sa distance relativement proche au Soleil, Mercure est une planète difficile à observer depuis la Terre. Depuis l'antiquité, son observation est un défi pour les astronomes ; la planète restant dans les environs du Soleil dont la lumière éblouit. De plus, elle n'est visible qu'au petit matin, ou au crépuscule, et seulement quelques moments dans l'année. La planète est visible juste au-dessus de l'horizon, ce qui accroît la difficulté d'observation : la lumière réfléchie par Mercure doit traverser dix fois plus d'atmosphère terrestre que si on l'observait au zénith, ce qui produit des distorsions et une image moins nette. On raconte que sur son lit de mort Copernic regretta de ne jamais avoir pu observer Mercure à cause des brouillards qui s'élevaient sur la Vistule. Cette anecdote a peut-être été inventée mais elle montre qu'il est bien difficile d'observer cet astre. Ainsi, avant d'y envoyer des sondes, on ne connaissait que peu de choses de Mercure. À ce jour, seule une sonde — Mariner 10 — survola Mercure. C'est à elle que l'on doit une grande partie de ce que l'on connaît de cette planète. Une mission actuellement en cours, et une autre en préparation devraient nous apporter plus d'informations sur Mercure dans les années à venir.

Mariner 10

Vistule Mariner 10 a été la première et unique sonde à avoir étudié Mercure de près. Elle a survolé la planète à trois reprises, en mars et septembre 1974 et en mars 1975. À l'origine, elle était destinée à survoler et étudier Vénus, mais les astronomes ont pensé qu'ils pourraient en faire usage également pour étudier Mercure, dont on connaissait peu de choses. Mariner 10 est donc la première sonde à avoir utilisé l'assistance gravitationnelle d'une planète — Vénus — pour en atteindre une autre. La sonde aura pris durant ces trois passages plus de 3500 photographies de Mercure dont certaines à haute résolution (100 m par pixel). Cependant, seul 45 % de la surface ont pu être cartographiés. En effet, lors de ses trois passages, Mercure présentait la même face au Soleil ; les régions à l'ombre étant impossibles à cartographier. Mariner 10 permit de découvrir la présence d'une très mince atmosphère, ainsi qu'une magnétosphère. Elle apporta également des précisions sur sa vitesse de rotation, et de nombreuses autres données exploitables par les scientifiques. La mission arriva à terme le 24 mars 1975 lorsque la sonde se trouva à court de carburant.

MESSENGER

1975 Une nouvelle mission pour Mercure baptisée MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) a été lancée le 3 août 2004 de Cap Canaveral à bord d'une fusée Boeing Delta 2. La sonde MESSENGER fera trois passages au-dessus de Mercure, à 200 km d'altitude, en 2008 et 2009 avant d'entrer en orbite autour de Mercure en mars 2011. Une fois en orbite, elle étudiera l'atmosphère et la magnétosphère de la planète, sa composition chimique en surface et sa structure. La sonde restera en orbite durant une année terrestre. Elle rapportera également de nouvelles photos à une résolution de 250 m par pixel et devrait produire des cartes de sa composition globale, un modèle en trois dimensions de la magnétosphère, la topographie de l'hémisphère nord et caractériser les éléments volatiles présents dans les cratères constamment ombragés des pôles.

BepiColombo

2011 L'Agence spatiale européenne est en train de planifier en collaboration avec l'Agence spatiale japonaise une mission baptisée BepiColombo, qui prévoit de placer deux sondes en orbite autour de Mercure ; l'une pour cartographier la planète (Mercury Planetary Orbiter), l'autre pour étudier sa magnétosphère (Mercury Magnetospheric Orbiter). Le projet de l'envoi d'un atterrisseur embarqué avec la mission a dû cependant être abandonné pour des raisons budgétaires. Ces deux sondes vont être envoyées par des fusées russes Soyouz en septembre 2012. Elles vont rejoindre Mercure environ quatre ans plus tard pour l'étudier durant une année. Le programme BepiColombo a pour objectif de répondre à une douzaine de questions que se posent les astronomes, notamment au sujet de la magnétosphère et de la nature du noyau de Mercure (liquide ou solide), de la possible présence de glace au fond des cratères constamment à l'ombre, de la formation du système solaire et de l'évolution en général d'une planète au voisinage de son étoile. Des mesures très précises du mouvement de Mercure vont également être effectuées afin de vérifier la théorie de la Relativité Générale, censée expliquer les anomalies observées dans son orbite.

Une possible colonisation humaine

Un cratère au pôle nord ou au pôle sud de Mercure serait peut-être l'un des meilleurs endroits extraterrestres pour l'établissement d'une colonie, là où la température resterait constante (à environ -200°C). Ceci est dû à une inclinaison axiale quasi nulle de la planète et à l'atmosphère quasi-absente pour transporter la chaleur depuis les portions éclairées par le Soleil, ce qui rendrait ainsi toujours sombre et froid le fond d'un cratère — même peu profond — à l'un des pôles, mais surtout éviterait de gros écarts de température. La colonie pourrait se chauffer elle-même et la faible température ambiante permettrait une évacuation plus facile de la chaleur que sur un autre lieu extraterrestre. Une base n'importe où ailleurs serait exposée durant plusieurs semaines à la chaleur intense du Soleil, suivi d'une période de plusieurs semaines sans la moindre source de chaleur extérieure. La situation ne serait pas aussi compliquée qu'elle ne le parait à première vue : les installations pourraient être enterrés sous plusieurs mètres de régolithe qui, dans le vide, servirait aussi bien d'isolant thermique que de bouclier anti-radiations. Des approches similaires ont été proposées pour l'installation de bases sur la Lune, dont le jour dure deux semaines, suivi d'une nuit de deux semaines également. Par ailleurs, la base pourrait profiter du jour pour stocker la chaleur et s'en servir ensuite la nuit. En revanche, la protection des robots ou véhicules contre la chaleur du Soleil pourrait poser beaucoup plus de difficultés, entraînant une limitation des activités en surface durant le jour.

Voir aussi

Articles connexes


- Vulcain (planète)
- Transit de Mercure
- Caloris Basin

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=4 Astrofiles : Mercure]
- [http://www.solarviews.com/french/mercury.htm Regards sur le Système Solaire]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/mercurypage.html National Space Science Data Center]
- [http://cps.earth.northwestern.edu/merc.html MERCURY Mariner 10 Image Project]
- [http://history.nasa.gov/SP-423/sp423.htm Atlas de Mercure - NASA]
- ja:水星 ko:수성 ms:Utarid simple:Mercury (planet) th:ดาวพุธ

Urbain Le Verrier

Le Verrier, Urbain Le Verrier, Urbain Le Verrier, Urbain Le Verrier, Urbain Le Verrier, Urbain Le Verrier, Urbain Le Verrier, Urbain Le Verrier, Urbain Urbain Jean Joseph Le Verrier (Saint-Lô, 11 mars 1811 -Paris, 23 septembre 1877) était un mathématicien français spécialisé en mécanique céleste et un astronome. L'astéroïde 1997 Leverrier a été nommé en son honneur.

Ses études

Après huit ans d'études au collège de sa ville natale, il entre au Collège Royal de Caen où il y étudiera les mathématiques de 1827 à 1830. Il poursuit ses études au Collège Louis-le-Grand à Paris et est admis en 1831 à l'École polytechnique dont il en sort deux après comme ingénieur des tabacs. Il travaillera d'abord au laboratoire de chimie de Gay-Lussac. Il demanda en 1837 la place de répétiteur de chimie à l'École polytechnique mais celle-ci lui sera prise par Henri Victor Regnault. On lui offrit en revanche une place de répétiteur de « géodésie, astronomie et machines » qu'il acceptera et où il se spécialisera en mécanique céleste. En 1839, il présenta à l'Académie des Sciences son premier mémoire sur les variations séculaires des orbites des planètes.

La découverte de Neptune

Urbain Le Verrier est devenu célèbre pour la découverte de la planète Neptune, plus précisément par la méthode dont elle a été découverte, celle des calculs mathématiques seuls, qui marque le triomphe de la mécanique céleste. La planète Uranus découverte par William Herschel présentait des irrégularités par rapport à son orbite prévue. Celles-ci devenant trop importantes au bout de quelques années, les astronomes soupçonnèrent l'influence gravitationnelle d'une nouvelle planète. Vivement encouragé par François Arago, Le Verrier se lance en 1844 dans le calcul des caractéristiques de cette nouvelle planète (masse, orbite, position actuelle) à l'aide des lois de Kepler, dont il communiquera les résultats à l'Académie des Sciences le 31 août 1846. Ils seront confirmés (à quelques erreurs près) par l'astronome allemand Johan Galle qui le 23 septembre observa le nouvel astre, Neptune, le jour même où il reçut en courrier sa position par Le Verrier. Devant l'Académie des Sciences, Arago prononcera la célèbre phrase : « M. Le Verrier vit le nouvel astre au bout de sa plume ». Il y entrera en 1846. La Royal Society lui décerne la médaille Copley la même année avec pour éloge « …un des plus grands triomphes de l'analyse moderne appliqué à la théorie de la gravitation… » En 1846, est créée pour lui une chaire de mécanique céleste à la Faculté des sciences de Paris, Pierre Ossian Bonnet lui succèdera en 1878. Une découverte qui sera le sujet de nombreuses polémiques à l'époque, puisque ces calculs ont été mené en même temps par John Adams mais sans que chacun d'eux ne connaisse les travaux de l'autre. Les caractéristiques de la planète avaient été déterminées par Adams un an plus tôt mais n'avait pas été publiés. Plus tard il tenta de répéter le même exploit pour expliquer les perturbations de Mercure. Après plusieurs observations par d'autres astronomes de taches rondes passées devant le Soleil, Le Verrier en conclut la présence d'une autre planète, Vulcain, dont il prédit le passage devant le Soleil en 1877. Ces prédictions s'avèreront inexactes, et ces anomalies seront expliquées un demi-siècle plus tard par Albert Einstein avec la théorie de la relativité générale.

Astronome, météorologue et politicien

En 1853, Le Verrier est nommé directeur de l'Observatoire de Paris, succédant à François Arago. Il y entreprend alors une réorganisation totale qu'il n'arrivera pas à mener à terme par manque de crédits. Il y fera établir un catalogue de 306 étoiles fondamentales. Cependant, il s'y montra si odieux qu'il fut relevé de ses fonctions en 1870 par décret impérial, suite à la démission de quatorze astronomes de l'Observatoire de Paris. Il démissionna en même temps du conseil général. Il reprendra son poste de directeur de l'Observatoire à la mort de son successeur, Charles-Eugène Delaunay, en 1873 jusqu'à sa mort. En devenant directeur de l'Observatoire de Paris, il hérite également d'un petit service météorologique. La météorologie, encore peu développée, dépendait de l'Observatoire de Paris. Le 14 novembre 1854, un terrible ouragan traverse l'Europe d'ouest en est, causant la perte de 41 navires dans la Mer Noire. Celui-ci survint sans la moindre alerte. Le Verrier entreprend alors de mettre en place un réseau d'observatoires météorologiques sur le territoire français, destiné avant tout aux marins afin des les prévenir de l'arrivée des tempêtes. Ce réseau regroupe 24 stations dont 13 reliées par télégraphe, puis s'étendra à 59 observatoires répartis sur l'ensemble de l'Europe en 1865. C'est la naissance de la météorologie moderne. Parallèlement, il mène aussi une vie politique. Élu député de la Manche en 1849, il deviendra sénateur et inspecteur général de l'enseignement supérieur à partir de janvier 1852 puis président du conseil général de la Manche. Bien que souffrant d'une pénible et douloureuse maladie, il consacre la fin de sa vie à l'achèvement de son travail sur le mouvement des planètes. Il proposa de revoir à la baisse la distance Terre-Soleil et la vitesse de la lumière. La Royal Astronomical Society lui décerna la médaille d'honneur en 1876 pour ses mémoires sur les planètes gazeuses Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Urbain Le Verrier a eu deux fils, Jean Charles Léon et Louis Paul Urbain.

Voir aussi

Articles connexes


- Neptune
- Mercure
- Vulcain

Lien externe


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=27 Biographie de Urbain Le Verrier]

Lois de Kepler

En astronomie, les lois de Kepler décrivent les propriétés principales du mouvement des planètes autour du Soleil, sans les expliquer. Elles ont été découvertes par Johannes Kepler à partir des observations et mesures de la position des planètes faites par Tycho Brahé, mesures qui étaient très précises pour l'époque. Copernic avait soutenu en 1543 que les planètes tournaient autour du Soleil, mais il les laissaient sur les trajectoires à base de cercles du vieux système de Ptolémée hérité de l'antiquité grecque. Les deux premières lois de Kepler furent publiées en 1609 et la troisième en 1618. Les orbites elliptiques, telles qu'énoncées dans ses deux premières lois, permettent d'expliquer la complexité du mouvement apparent des planètes dans le ciel sans recourir aux épicycliques du modèle ptoléméen. Peu après, Isaac Newton montra que ces lois pouvaient se déduire de la loi de l'attraction gravitationnelle (ou gravitation) et à partir de ses lois du mouvement.

Énoncé des trois lois de Kepler

; Première Loi = Loi des orbites : Dans le référentiel héliocentrique, le Soleil occupe toujours l'un des deux foyers de la trajectoire (elliptique) des planètes qui gravitent autour. (À strictement parler, c'est le centre de masse qui occupe ce foyer; la plus grande différence est atteinte avec Jupiter, qui décale le centre de masse de 743 075 km, soit 1,07 rayons solaires —des déplacements plus importants peuvent être obtenus en cumulant les effets des planètes). A l' exeption de Mercure et Pluton, les ellipses que décrivent les centres de gravité des planètes ont une très faible exentricité, et leur trajectoire est quasi-circulaire. :De cette première loi, on déduit que le soleil exerce sur une planète une force centripète. ; Seconde Loi = Loi des aires : Si S est le Soleil et M une position quelconque d'une planète, l'aire balayée par le segment [SM] entre deux positions C et D est égale à l'aire balayée par ce segment entre deux positions E et F si la durée qui sépare les positions C et D est égale à la durée qui sépare les positions E et F. La vitesse d' une planète devient donc plus grande lorsque la planète se rapproche du soleil. Elle est maximale au voisinage du rayon le plus court (périhélie), et minimale au voisinage du rayon le plus grand (aphélie). :De cette deuxième loi, on déduit que le soleil exerce sur une planète une force inversement proportionnelle au carré de leur distance. ; Troisième Loi = Loi des périodes : Soient T la période sidérale d'un objet (temps entre deux passages successifs devant une étoile lointaine) et a le demi-grand axe de la trajectoire de la planète : \frac=k avec k constant et k=1 ua³/a² (unités astronomiques cubes (1 ua ≈ distance Terre-Soleil) par années carrées). :De cette troisième loi, on déduit qu'il existe un facteur constant entre la force exercée et la masse de la planète considérée, qui est la constante de gravitation universelle, ou constante gravitationnelle. Cette formule ainsi que les formules de l'ellipse permettent de calculer les différents paramètres d'une trajectoire elliptique à partir de très peu d'informations.En effet, Johann Lambert(1728-1777)montra que la connaissance de 3 positions datées permettaient de retrouver les paramètres du mouvement ( pour une discussion plus approndie , voir Lois de Kepler, démonstration; puis satellites,orbitographie).
Seconde Loi de Kepler
Seconde loi de Kepler

Forme Newtonienne de la Troisième Loi de Kepler

Newton comprit le lien entre les lois de la mécanique classique et la troisième Loi de Kepler. Il en déduit la formule suivante : :T^2 = \fraca^3 où :
- T = période de l'objet
- a = demi grand axe de la trajectoire elliptique
- G = Constante gravitationnelle
- m1 = masse de l'objet 1
- m2 = masse de l'objet 2

Universalité des lois de Kepler

Les lois de Kepler ne sont pas seulement applicables aux planètes mais à chaque fois qu'une masse se déplace dans l'espace en orbite autour d'une autre masse. C'est le cas, par exemple, de la Lune et de la Terre ou d'un satellite en orbite autour de celle-ci. Cette loi n'est cependant appliquable que pour des masses importantes suffisamment éloignées. Ainsi, pour le déplacement d'un électron autour du noyau d'un atome, on entre dans le domaine de la physique quantique, qui n'obéit pas aux mêmes lois (ceux-ci sont plus influencés par les forces nucléaires que par les forces gravitationnelles).

Découverte de nouveaux corps célestes

Johannes Kepler découvrit ses lois grâce à un travail d'analyse considérable des tables astronomiques établies par Tycho Brahé. En particulier l'étude de Mars lui permit de montrer que le mouvement n'était pas épicyclique mais elliptique. Ses lois ont permis, elles-mêmes, d'affiner les recherches astronomiques et de mettre en évidence des irrégularités de mouvements de corps connus, par une étonnante progression de l'analyse. L'exemple le plus spectaculaire fut celui des irrégularités d'Uranus qui permit la « découverte » de Neptune par Le Verrier (1811-1877), par le calcul : découverte confirmée par l'observation de Galle (1812-1910) en 1846. Catégorie:Recherche scientifique Catégorie:Théorie scientifique Catégorie:Mécanique céleste Kepler ja:ケプラーの法則 ko:케플러 법칙

Précession

La précession est le changement graduel d'orientation de l'axe de rotation d'un objet quand un couple lui est appliqué. Ce phénomène est très visible avec une toupie mais tous les objets en rotation peuvent subir la précession. Lorsqu'un objet précesse, l'inclinaison de son axe se déplace en cercle dans la direction opposée à celle de la rotation de l'objet. Si la vitesse de rotation et le couple sont constants, l'axe de rotation décrira un cône dont le mouvement sera à tout moment perpendiculaire à la direction du couple. Dans le cas d'une toupie, si l'axe de rotation n'est pas parfaitement vertical, la force de la gravité produira un couple qui aura tendance à coucher la toupie.

La physique de la précession

La précession est due au fait que la résultante de la vitesse angulaire de rotation et de la vitesse angulaire produite par le couple est une vitesse angulaire dont l'axe fait un angle avec l'axe de rotation et cet angle se trouve dans un plan perpendiculaire au plan produisant le couple de torsion. L'axe de rotation doit se déplacer vers cet axe, car le corps en rotation ne peut plus continuer à tourner autour d'un axe qui n'est pas un axe principal de moment d'inertie. C'est-à-dire que l'axe de rotation se déplace vers une direction perpendiculaire à celle vers laquelle le couple le dirige. Si le corps en rotation est symétrique le long de l'axe de rotation, qu'il est libre de tout mouvement et que le couple s'exerce perpendiculairement à cet axe, alors l'axe de précession sera perpendiculaire au couple et à l'axe de rotation. Dans ces conditions, la période de précession est la suivante: : T_p = \frac où Is est le moment d'inertie, Ts est la période de rotation et Q est le couple. En général, le problème est beaucoup plus compliqué que cela.

Voir aussi


- gyroscope
- précession des équinoxes
- précession de Larmor
- nutation Catégorie:Mécanique ja:歳差 ko:세차운동



Johannes Kepler

Johannes Kepler (ou Keppler), né le 27 décembre 1571 à Weil-der-Stadt, près de Stuttgart (Allemagne) et mort le 15 novembre 1630 à Ratisbonne, est un astronome célèbre pour avoir étudié et confirmé l'hypothèse héliocentrique (la Terre tourne autour du Soleil) de Nicolas Copernic mais surtout pour avoir découvert que les planètes ne tournaient pas en cercle parfait autour du Soleil mais plutôt, en ellipse. Il a découvert les relations mathématiques (dites Lois de Kepler) qui régissent les mouvements des planètes sur leurs orbites - relations de la première importance car elles furent plus tard exploitées par Isaac Newton pour élaborer la théorie de la gravitation universelle. Notons que si Képler avait vu juste, il expliquait les mouvements des planètes non pas par la gravité mais par le magnétisme. L'astéroïde 1134 Kepler a été nommé en son honneur.

Ses études

Kepler naît au sein d'une famille de religion protestante luthérienne, installée dans la ville de Weil-der-Stadt en Allemagne (Baden-Württemberg). Son grand-père paternel en est d'ailleurs le maire. Une famille peu ordinaire dont l'ambiance n'est pas des plus saines. Son père, Heinrich Kepler, était mercenaire dans l'armée du Duc de Württemberg et rarement présent à son domicile, toujours en campagne. Sa mère, Catherine — qu'il qualifie même de « petite, maigre, sinistre et querelleuse » — fut élevée par une tante qui finit sur le bûcher pour sorcellerie. De 1574 à 1576, il vécu avec son petit frère Heinrich — épileptique — chez ses grands-parents alors que son père était en campagne et sa mère était partie le rechercher. Il repart en guerre en 1589 et disparaît à jamais. Kepler aura deux autres cadets : Margarette, sa sœur, avec qui il restera proche, et Christopher, qui lui sera toujours antipathique. Ce sont néanmoins ses parents qui feront découvrir à Kepler l'astronomie. En 1577 sa mère l'emmène en haut d'une colline pour observer le passage d'une comète. Son père quant à lui, lui montre l'éclipse de Lune le 31 janvier 1580 et comment celle-ci devint toute rouge. Kepler étudiera plus tard ce phénomène et l'expliquera dans l'un de ses ouvrages sur l'optique. Kepler souffrira toute sa vie d'une santé fragile ; il est né prématurément à sept mois. De plus, il est hypocondriaque de nature. À l'âge de trois ans, il est atteint de la petite vérole. Il s'en tirera avec une vue sévèrement affaiblie et diverses autres séquelles. Au retour de ses parents, il déménage à Léonberg et entre à l'école latine en 1577. Il ne terminera son premier cycle de trois années qu'en 1583, retardé notamment à cause de son emploi comme journalier agricole, entre neuf et onze ans. En 1584, il entre au Séminaire protestant d'Adelberg puis deux années après, au Séminaire supérieur de Maulbronn. Il y obtient son diplôme de fin d'études et entre en 1589 à l'université de Tübingen. Là, il commence dans un premier temps par étudier l'éthique, la dialectique, la rhétorique, le grec, l'hébreu, l'astronomie et la physique, puis plus tard la théologie et les sciences humaines. Il y poursuit ses études après obtention d'une maîtrise en 1591. Son professeur de mathématiques, l'astronome Michael Maestlin, lui enseigna le système héliocentrique de Copernic qu'il réservait aux meilleurs étudiants. Les autres devaient alors se contenter du système géocentrique de Ptolémée, qui place la Terre au centre du monde. Kepler deviendra ainsi copernicien convaincu et restera très proche de son professeur, même après ses études ; il n'hésitera pas à lui demander aide ou conseil pour ses travaux.

Ses travaux

Alors que Kepler projetait de devenir ministre luthérien, l'école protestante de Graz demande un professeur de mathématiques. Il abandonne alors ses études en théologie pour prendre le poste (bien qu'on lui indiqua qu'il pourra les achever), et quitte Tübingen en 1594. À Graz, Il publie des almanachs avec des prédictions astrologiques — qui se réalisent — bien qu'il refusa certains préceptes de l'astrologie. À l'époque, la distinction entre science et croyance n'était pas encore clairement établie et le mouvement des astres, encore assez méconnu, était gouverné par des lois divines.

Le Mysterium Cosmographicum

En 1596, il publie son premier ouvrage, Mysterium Cosmographicum, fruit de ses premières recherches sur la structure de l'Univers. Il voit dans les lois qui régissent les mouvements des planètes, un message divin adressé à l'Homme. Dans ce livre, où il affirme sa position copernicienne, il se donne pour objectif de répondre à trois questions portant sur le nombre de planètes, leurs distances au Soleil et enfin leurs vitesses. livre Dans son livre, il y développe une théorie des polyèdres réguliers permettant de construire un modèle de l