Atmosphère de Mercure

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Atmosphère de Mercure
Image illustrative de l'article Atmosphère de Mercure
Mercure, photographié par Mariner 10.
Informations générales
Épaisseur indéterminée
Pression atmosphérique 0,1 à 200 nPa
Composition volumétrique
Oxygène 42 %
Sodium 29 %
Hydrogène 22 %
Hélium 6 %
Eau 5 à 10 %
Argon possible trace
néon possible trace
dioxyde de carbone possible trace
Azote possible trace
xénon et krypton possible trace

L'atmosphère de Mercure s'est dissipée rapidement après la formation de la planète sous l'action conjuguée de la faible gravité de la planète, la haute température de surface, et les effets du vent solaire. Néanmoins, de nos jours, il y a encore des traces d'une atmosphère extrêmement ténue, contenant de l'hydrogène, de l'oxygène, de l'hélium, du sodium, du calcium, du potassium et de la vapeur d'eau, avec un niveau de pression combiné mal connu : la NASA estime qu'il varie de 10-15 bar (0,1 nPa)[1] qui pourrait être considéré négligeable à 200 nPa[2]. Cela donne une masse grossièrement estimée à 1,6 106 kg.

Composition atmosphérique[modifier | modifier le code]

Cette atmosphère n'est pas faite d'atomes stables, mais elle est continuellement perdue et réapprovisionnée par différentes sources. Les atomes d'hydrogène et d'hélium proviennent probablement du vent solaire, se diffusant dans la magnétosphère de Mercure avant de s'échapper à nouveau dans l'espace. La radioactivité des éléments enfouis dans la croûte de Mercure est une autre source d'hélium, aussi bien que de sodium et de potassium[3].

Exosphère[modifier | modifier le code]

Les premiers composants découverts furent l'atome d'hydrogène (H), l'hélium (He) et l'atome d'oxygène (O), qui ont été détectés par le luxmètre à ultraviolet de Mariner 10 en 1974. En 2008, la sonde MESSENGER confirma la présence d'atome d'hydrogène avec une concentration supérieure à l'estimation de 1974[4]. L'hydrogène et l'hélium exosphériques de Mercure semblerait provenir du vent solaire, tandis que l'oxygène proviendrait de la croûte[3].

Le quatrième composant détectés dans l'atmosphère est le sodium (Na). Il fut découvert en 1985 par Drew Potter et Tom Morgan, qui observaient les raies d'émission Fraunhofer à 589 et 589.6 nm[5]. La densité moyenne de cette élément est de 1x1011 cm−2. D'après les observations, le sodium se concentre près des pôles, formant des tâches blanches[6]. Sa concentration semble augmenté près du terminateur[7]. Certaines recherches démontrerait une corrélation entre l'abondance de sodium et certaines caractéristiques de la surface tel que le bassin Caloris[5] ; cependant ces résultats restent controverser. Un an après la découverte du Sodium, Potter et Morgan découvrirent que le potassium (K) est aussi présent dans l'atmosphère de Mercure, bien que la densité de cette élément soit deux fois importante que celle du sodium. Cependant, les propriétés et la distribution spatiale de ces deux éléments est similaire[8].

En 1998, un autre élément, le calcium (Ca), fut détecté (3 fois moins présent que le sodium)[9]. Les observations de MESSENGER de 2009 montre que le calcium se concentre principalement à l'équateur (en opposition au cas du sodium et du potassium, localisés aux pôles)[10].

Le 3 juillet 2008, il fut annoncé que la sonde MESSENGER avait découvert des vapeur d'eau dans les niveaux supérieurs de l'atmosphère de Mercure, environ « une ... pour trois ou quatre ions de sodium »[11]. Elle se serait formée sur place, par l'intermédiaire d'hydrogène issue du vent solaire et d'oxygène provenant des minéraux de la croûte de Mercure.

Près de la surface[modifier | modifier le code]

Près de la surface, la concentration respectives des atomes d'hydrogène (H) et d'oxygène (O) varierait, selon les estimations, entre 230 cm−3 pour l'hydrogène à 44,000 cm−3 pour l'oxygène (l’hélium ayant une valeur intermédiaire)[3].

Température[modifier | modifier le code]

Les variations de la température de surface sur les astres sans atmosphère, ou avec une atmosphère extrêmement ténue, sont très prononcés. Lors d'un jour Mercuriale, la température de surface atteint 420°C, alors que pendant la nuit elle tombe à -180°C. À cause de ces énormes changements de température, les stress thermiques peuvent causer des effets notables sur la surface de Mercure.

Sources[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) « Mercury Fact Sheet »
  2. « NASA - Mercury » (consulté le 26 septembre 2009)
  3. a, b et c Killen 2007, p. 433–434
  4. McClintock 2008, p. 93
  5. a et b Killen 2007, p. 434–436
  6. Killen 2007, p. 438–442
  7. Killen 2007, p. 442–444
  8. Killen 2007, p. 449–452
  9. Killen 2007, p. 452–453
  10. McClintock 2008, p. 612–613
  11. MESSENGER Scientists 'Astonished' to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere from The Planetary Society, 2008-07-03

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Compléments[modifier | modifier le code]

Lectures approfondies[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]