Atmosphère de Mercure
| 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 |
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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, de la haute température de surface et des 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[réf. nécessaire].
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'hydrogène atomique (H), l'hélium (He) et l'oxygène atomique (O), qui ont été détectés par le luxmètre à ultraviolet de Mariner 10 en 1974. En 2008, la sonde MESSENGER confirma la présence d'atomes d'hydrogène avec une concentration supérieure à l'estimation de 1974[4]. L'hydrogène et l'hélium exosphériques de Mercure sembleraient provenir du vent solaire, tandis que l'oxygène proviendrait de la croûte[3].
Le quatrième composant détecté 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 cet élément est de 1011 cm−3. D'après les observations, le sodium se concentre près des pôles, formant des taches blanches[6]. Sa concentration semble augmenter près du terminateur[7]. Certaines recherches démontreraient une corrélation entre l'abondance de sodium et certaines caractéristiques de la surface telles que le bassin Caloris[5] ; cependant, ces résultats restent controversés. 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 cet élément soit deux fois moins importante que celle du sodium. Cependant, les propriétés et la distribution spatiale de ces deux éléments sont similaires[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 montrent 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 de la 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 issu 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 respective 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 prononcées. Lors d'un jour mercurien, 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, le stress thermique peut causer des effets notables sur la surface de Mercure.
Sources
[modifier | modifier le code]- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Atmosphere of Mercury » (voir la liste des auteurs).
Références
[modifier | modifier le code]- (en) « Mercury Fact Sheet »
- « NASA - Mercury » (consulté le )
- Killen 2007, p. 433–434
- McClintock 2008, p. 93
- Killen 2007, p. 434–436
- Killen 2007, p. 438–442
- Killen 2007, p. 442–444
- Killen 2007, p. 449–452
- Killen 2007, p. 452–453
- McClintock 2008, p. 612–613
- MESSENGER Scientists 'Astonished' to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere from The Planetary Society, 2008-07-03
Bibliographie
[modifier | modifier le code]- Deborah L. Domingue, Patrick L. Koehn, Rosemary M. Killen et al., « Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere », Space Science Reviews, vol. 131, nos 1-4, , p. 161–186 (DOI 10.1007/s11214-007-9260-9, Bibcode 2007SSRv..131..161D)
- Uwe Fink, Larson et Richard F. Poppen, « A new upper limit for an atmosphere of CO2, CO on Mercury », The Astrophysical Journal, vol. 187, , p. 407–415 (DOI 10.1086/180075, Bibcode 1967ApJ...149L.137B)
- Rosemary Killen, Gabrielle Cremonese, Helmut Lammer et al., « Processes that Promote and Deplete the Exosphere of Mercury », Space Science Reviews, vol. 132, nos 2-4, , p. 433–509 (DOI 10.1007/s11214-007-9232-0, Bibcode 2007SSRv..132..433K)
- William E. McClintock, E. Todd Bradley, Ronald J. Vervack Jr. et al., « Mercury’s Exosphere: Observations During MESSENGER’s First Mercury Flyby », Science, vol. 321, no 5885, , p. 92–94 (PMID 18599778, DOI 10.1126/science.1159467, Bibcode 2008Sci...321...62M)
- William E. McClintock, Ronald J. Vervack Jr. et E. Todd Bradley, « MESSENGER Observations of Mercury’s Exosphere: Detection of Magnesium and Distribution of Constituents », Science, vol. 324, no 5927, , p. 610–613 (PMID 19407195, DOI 10.1126/science.1172525, Bibcode 2009Sci...324..610M)
- S.I. Rasool, S.H. Gross et W.E. McGovern, « The atmosphere of Mercury », Space Science Reviews, vol. 5, no 5, , p. 565–584 (DOI 10.1007/BF00167326, Bibcode 1966SSRv....5..565R)
- I.P. Williams, « Atmosphere of Mercury », Nature, vol. 249, no 5454, , p. 234 (DOI 10.1038/249234a0, Bibcode 1974Natur.249..234W)
- Thomas H. Zurbuchen, Jim M. Raines et George et al. Gloeckler, « MESSENGER Observations of the Composition of Mercury’s Ionized Exosphere and Plasma Environment », Science, vol. 321, no 5885, , p. 90–92 (PMID 18599777, DOI 10.1126/science.1159314, Bibcode 2008Sci...321...90Z)
Compléments
[modifier | modifier le code]Lectures approfondies
[modifier | modifier le code]- (en) Rasool, S. I., S. H. Gross and W. E. McGovern (1966). The atmosphere of Mercury. Space Science Reviews 5 (5), 565-584.
- (en) Williams, I. P. (1974). Atmosphere of Mercury. Nature 249, 234.
Articles connexes
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- Mercure (planète)
- Atmosphère
- Atmosphère contenant de l'hydrogène atomique
- Atmosphère contenant de l'hélium
- Atmosphère contenant de l'oxygène atomique
- Atmosphère contenant du sodium atomique neutre
- Atmosphère contenant du potassium atomique
- Atmosphère contenant du calcium atomique neutre
- Atmosphère contenant de la vapeur d'eau