La surface de Mercure, en bref, ressemble à la Lune. De vastes plaines et de nombreux cratères indiquent que l'activité géologique de la planète a cessé il y a des milliards d'années.
Motif de surface
La surface de Mercure (la photo est donnée plus loin dans l'article), prise par les sondes "Mariner-10" et "Messenger", ressemblait extérieurement à la lune. La planète est largement parsemée de cratères de différentes tailles. Les plus petites visibles sur les photographies les plus détaillées du Mariner font plusieurs centaines de mètres de diamètre. L'espace entre les grands cratères est relativement plat et se compose de plaines. Il ressemble à la surface de la lune, mais prend beaucoup plus de place. Des régions similaires entourent la structure d'impact la plus importante de Mercure, formée à la suite d'une collision, le bassin de la plaine de Zhara (Caloris Planitia). Lors de sa rencontre avec Mariner 10, seule la moitié de celle-ci était illuminée, et elle a été complètement ouverte par Messenger lors de son premier survol de la planète en janvier 2008.
Cratères
Les formes de relief les plus courantes sur la planète sont les cratères. Ils couvrent une grande partie de la surface. Mercure. La planète (photo ci-dessous) ressemble à première vue à la Lune, mais après un examen plus approfondi, elle révèle des différences intéressantes.
La gravité de Mercure est plus du double de celle de la lune, en partie à cause de la haute densité de son énorme noyau de fer et de soufre. La forte gravité a tendance à maintenir le matériau éjecté du cratère près du site d'impact. Comparée à la Lune, elle est tombée à seulement 65% de la distance lunaire. Cela peut être l'un des facteurs qui ont contribué à la formation de cratères secondaires sur la planète, formés sous l'influence de matériaux éjectés, contrairement aux cratères primaires qui résultent directement d'une collision avec un astéroïde ou une comète. La gravité plus élevée signifie que les formes et structures complexes caractéristiques des grands cratères - pics centraux, pentes abruptes et fond plat - sont observées sur Mercure dans des cratères plus petits (diamètre minimum d'environ 10 km) que sur la Lune (environ 19 km). Les structures plus petites que ces dimensions ont des contours simples en forme de coupe. Les cratères de Mercure sont différents de ceux de Mars, bien que les deux planètes aient une gravité comparable. Les nouveaux cratères du premier sont généralement plus profonds que les formations comparables du second. Cela peut être dû à la faible teneur en matières volatiles de la croûte de Mercure ou à des vitesses d'impact plus élevées (car la vitesse d'un objet en orbite solaire augmente à mesure qu'il s'approche du Soleil).
Les cratères de plus de 100 km de diamètre commencent à se rapprocher de la forme ovale caractéristique de telsgrandes formations. Ces structures - bassins polycycliques - ont une taille de 300 km ou plus et sont le résultat des collisions les plus puissantes. Plusieurs dizaines d'entre eux ont été retrouvés sur la partie photographiée de la planète. Les images Messenger et l' altimétrie laser ont grandement contribué à la compréhension de ces cicatrices résiduelles des premiers bombardements d'astéroïdes sur Mercure.
Plaine de Zhara
Cette structure d'impact s'étend sur 1550 km. Lorsqu'il a été découvert pour la première fois par Mariner 10, on pensait que sa taille était beaucoup plus petite. L'intérieur de l'objet est constitué de plaines lisses couvertes de cercles concentriques plissés et brisés. Les plus grandes chaînes s'étendent sur plusieurs centaines de kilomètres de longueur, environ 3 km de largeur et moins de 300 mètres de hauteur. Plus de 200 cassures, de taille comparable aux bords, émanent du centre de la plaine; beaucoup d'entre eux sont des dépressions délimitées par des sillons (grabens). Là où les grabens se croisent avec des crêtes, ils ont tendance à les traverser, indiquant leur formation ultérieure.
Types de surfaces
La plaine de Zhara est entourée de deux types de terrain - sa bordure et son relief formés par des roches rejetées. Le bord est un anneau de blocs montagneux irréguliers atteignant 3 km de hauteur, qui sont les plus hautes montagnes de la planète, avec des pentes relativement raides vers le centre. Le deuxième anneau beaucoup plus petit est à 100-150 km du premier. Derrière les pentes extérieures, il y a une zone decrêtes et vallées radiales, partiellement remplies de plaines, dont certaines sont parsemées de nombreuses buttes et collines de plusieurs centaines de mètres de haut. L'origine des formations qui composent les larges anneaux autour du bassin de Zhara est controversée. Certaines des plaines de la Lune se sont formées principalement à la suite de l'interaction des éjectas avec la topographie de surface déjà existante, et cela peut également être vrai pour Mercure. Mais les résultats de Messenger suggèrent que l'activité volcanique a joué un rôle important dans leur formation. Non seulement il y a peu de cratères par rapport au bassin de Zhara, indiquant une longue période de formation de plaines, mais ils présentent d'autres caractéristiques plus clairement associées au volcanisme que celles que l'on peut voir sur les images de Mariner 10. Des preuves critiques du volcanisme sont venues d'images Messenger montrant des évents volcaniques, dont beaucoup le long du bord extérieur de la plaine de Zhara.
Cratère Radithlady
Caloris est l'une des plus jeunes grandes plaines polycycliques, du moins dans la partie explorée de Mercure. Elle s'est probablement formée en même temps que la dernière structure géante sur la Lune, il y a environ 3,9 milliards d'années. Les images de Messenger ont révélé un autre cratère d'impact beaucoup plus petit avec un anneau intérieur visible qui s'est peut-être formé beaucoup plus tard, appelé le bassin de Raditlady.
Étrange antipode
De l'autre côté de la planète, exactement à 180° en face de la plaine de Zhara, se trouveune parcelle de terrain étrangement déformée. Les scientifiques interprètent ce fait en parlant de leur formation simultanée en focalisant les ondes sismiques des événements qui ont affecté la surface antipodale de Mercure. Le terrain vallonné et bordé est une vaste zone de hautes terres, qui sont des polygones vallonnés de 5 à 10 km de large et jusqu'à 1,5 km de haut. Les cratères qui existaient auparavant ont été transformés en collines et en fissures par des processus sismiques, à la suite desquels ce relief s'est formé. Certains d'entre eux avaient un fond plat, mais sa forme a ensuite changé, ce qui indique leur remplissage ultérieur.
Plaines
La plaine est la surface relativement plate ou légèrement ondulée de Mercure, Vénus, Terre et Mars, que l'on trouve partout sur ces planètes. C'est une "toile" sur laquelle le paysage s'est développé. Les plaines témoignent du processus de décomposition du terrain accidenté et de création d'un espace aplati.
Il existe au moins trois manières de "polir" qui ont probablement aplati la surface de Mercure.
L'une des façons - l'augmentation de la température - réduit la résistance de l'écorce et sa capacité à maintenir un relief élevé. Pendant des millions d'années, les montagnes "s'effondreront", le fond des cratères se soulèvera et la surface de Mercure se stabilisera.
La deuxième méthode implique le mouvement des roches vers les zones inférieures du terrain sous l'influence de la gravité. Au fil du temps, la roche s'accumule dans les basses terres et remplit les niveaux supérieursà mesure que son volume augmente. c'est ainsi que se comportent les coulées de lave des entrailles de la planète.
La troisième façon consiste à frapper des fragments de roches à la surface de Mercure par le haut, ce qui conduit finalement à l'alignement du terrain accidenté. Les éjections de cratère et les cendres volcaniques sont des exemples de ce mécanisme.
Activité volcanique
Des preuves en faveur de l'hypothèse de l'influence de l'activité volcanique sur la formation de nombreuses plaines entourant le bassin de Zhara ont déjà été présentées. D'autres plaines relativement jeunes sur Mercure, particulièrement visibles dans les régions éclairées à faible angle lors du premier survol du Messager, présentent des traits caractéristiques du volcanisme. Par exemple, plusieurs anciens cratères étaient remplis à ras bord de coulées de lave, semblables aux mêmes formations sur la Lune et sur Mars. Cependant, les plaines répandues sur Mercure sont plus difficiles à évaluer. Comme ils sont plus anciens, il est clair que les volcans et autres formations volcaniques peuvent s'être érodés ou autrement effondrés, ce qui les rend difficiles à expliquer. Il est important de comprendre ces anciennes plaines car elles sont probablement responsables de la disparition d'un plus grand nombre de cratères de 10 à 30 km de diamètre par rapport à la Lune.
Escarpes
Des centaines de corniches déchiquetées sont les formes de relief les plus importantes de Mercure, ce qui nous permet de nous faire une idée de la structure interne de la planète. La longueur de ces roches varie de quelques dizaines à plus de milliers de kilomètres, et la hauteur varie de 100 m à 3 km. Si unvus de dessus, leurs bords apparaissent arrondis ou dentelés. Il est clair que cela est le résultat de la formation de fissures, lorsqu'une partie du sol s'est élevée et s'est étendue sur les environs. Sur Terre, de telles structures sont limitées en volume et surviennent sous l'effet d'une compression horizontale locale dans la croûte terrestre. Mais toute la surface étudiée de Mercure est recouverte d'escarpements, ce qui signifie que la croûte de la planète a diminué dans le passé. D'après le nombre et la géométrie des escarpements, il s'ensuit que la planète a diminué de diamètre de 3 km.
De plus, le rétrécissement a dû se poursuivre jusqu'à relativement récemment dans l'histoire géologique, car certains escarpements ont modifié la forme de cratères d'impact bien conservés (et donc relativement jeunes). Le ralentissement de la vitesse initialement élevée de rotation de la planète par les forces de marée a produit une compression aux latitudes équatoriales de Mercure. Les escarpements globalement distribués suggèrent cependant une explication différente: le refroidissement tardif du manteau, éventuellement combiné à la solidification d'une partie du noyau autrefois complètement fondu, a conduit à la compression du noyau et à la déformation de la croûte froide. Le rétrécissement de la taille de Mercure à mesure que son manteau se refroidissait aurait dû entraîner plus de structures longitudinales que ce que l'on peut voir, ce qui suggère que le processus de contraction est incomplet.
La surface de Mercure: de quoi est-elle constituée ?
Les scientifiques ont essayé de comprendre la composition de la planète en étudiant la lumière du soleil réfléchie par différentes parties de celle-ci. L'une des différences entre Mercure et la Lune, outre que la première est légèrement plus sombre, est que le spectresa luminosité de surface est moindre. Par exemple, les mers du satellite de la Terre - des espaces lisses visibles à l'œil nu sous forme de grandes taches sombres - sont beaucoup plus sombres que les hautes terres parsemées de cratères, et les plaines de Mercure ne sont que légèrement plus sombres. Les différences de couleur sur la planète sont moins prononcées, bien que les images Messenger prises avec un ensemble de filtres de couleur aient montré de petites zones très colorées associées aux évents des volcans. Ces caractéristiques, ainsi que le spectre visible et proche infrarouge relativement discret de la lumière solaire réfléchie, suggèrent que la surface de Mercure est composée de minéraux silicatés pauvres en fer et en titane, de couleur plus foncée que les mers lunaires. En particulier, les roches de la planète peuvent être pauvres en oxydes de fer (FeO), ce qui laisse supposer qu'elle s'est formée dans des conditions beaucoup plus réductrices (c'est-à-dire un manque d'oxygène) que les autres membres terrestres.
Problèmes de la recherche à distance
Il est très difficile de déterminer la composition de la planète par télédétection de la lumière solaire et du spectre du rayonnement thermique qui reflète la surface de Mercure. La planète s'échauffe fortement, ce qui modifie les propriétés optiques des particules minérales et complique l'interprétation directe. Cependant, le Messenger était équipé de plusieurs instruments qui n'étaient pas à bord du Mariner 10, qui mesuraient directement la composition chimique et minérale. Ces instruments ont nécessité une longue période d'observation alors que le vaisseau restait proche de Mercure, donc des résultats concrets après les trois premiersIl n'y avait pas de vols courts. Ce n'est que pendant la mission orbitale du Messager que suffisamment de nouvelles informations sur la composition de la surface de la planète sont apparues.
