Géologie
L'une des propriétés les plus surprenantes de Mercure est sa très haute densité (5,44 g/cm3), qui est très proche de celle de la terre, bien que Mercure soit beaucoup plus petite. La gravité de surface est en conséquente importante, semblable à celle de Mars. L'on évalue sa composition globale à 70% de métaux de type Fer – Nickel, et 30% de Silicates. Le Fer est probablement concentré dans le noyau – la planète est clairement bien différenciée chimiquement – qui couvre ainsi 50% du volume de la planète, et 80% de son rayon. Les silicates sont localisés dans la croûte. Celle ci est couverte d'une couche de régolithe – similaire à celle de la Lune (sombre, poreuse, composée de grains fins de roche pulvérisée) – d'une dizaine de centimètres d'épaisseur.
La régolithe apparaît très réduite et de pH basique; on notera la présence d'enstatite (pyroxène riche en Magnésium), de forstérite (olivine), ainsi que de Soufre sous forme réduite (sulfates de Sodium, Potassium, Magnésium et Chrome). Et la croûte reste pauvre en oxyde de Fer (FeO) et oxyde de Titane (TiO2).
Morphologie générale:
Les régions des quadrilatères Victoria, Kuiper, Discovery et Bach sont très fortement cratérisées. Par contre la région polaire nord (Borealis) et les régions Tolstoï, Michelangelo, Beethoven et Shakespeare montrent de larges bassins plus lisses, et des zones très nettement moins cratérisées et visiblement plus jeunes. La caractéristique la plus frappante de ce secteur est un très large bassin d'impact, circulaire, de 1300 km de diamètre, très similaire au bassin lunaire Imbrium. Cette gigantesque plaine appelée Caloris Planitia couvre à la fois Shakespeare et Tolstoï.
Mercure montre également des escarpements lobés ou falaises,
parfois de plusieurs centaines de kilomètres de long,et pouvant dépasser 1 km
en hauteur, tel l'escarpement Discovery, dans le quadrilatère du même nom.
La forme de ces escarpements suggère qu'ils se sont formés suite à
d'importantes forces de compressions de la croûte mercurienne. Ces compressions
seraient dues au refroidissement du noyau, provoquant sa contraction, ainsi que
celle de la croûte. L'ancienneté de ces escarpements montre par ailleurs
l'absence d'activité tectonique de la planètes depuis sa jeunesse.
Les zones de plaines et de surfaces semi-lisses ou lisses ont été classées en 3 catégories:
· Le type le plus répandu est celui des "zone inter-cratères", peuplées d'une très forte densité de petits cratères (5 à 10 km) superposés et jeunes – il s'agit donc là d'une formation secondaire.
· Un second type est formé de plaines ondulées, entourant Caloris Planitia selon un large cercle de 600 à 800 km, parsemées de collines, et probablement formées d'éjectats de l'impact ayant formé Caloris.
· Le troisième type comprend des plaines lisses, peu marquées de cratères et similaires d'aspect aux mers lunaires. On les trouve dans et autour du bassin Caloris, et du bassin Borealis. Il s'agirait de plaines de lave, caractérisant une activité volcanique après les impacts Caloris et Borealis.
De façon générale, les fortes ressemblances entre Mercure et la Lune montre que ces deux corps ont suivi la même évolution, et probablement aux mêmes époques et dans les mêmes échelles de temps.
Evolution:
L'évolution de Mercure se décompose en 5 époques:
1- Condensation (primaire)
Cette époque débute avec la formation du système planétaire autour du soleil, il y a 4,5 milliards d'années. Poussières et gaz s'accrètent pour former des planétesimaux (ancêtres des planètes) Ces planétésimaux grandissent pour atteindre une taille de l'ordre de 10km de diamètre au bout de 10 000 ans, puis de 50 à 100 km au bout de 100 000 ans. On estime que Mercure s'est formée (à 99%) en 10 à 50 millions d'années. On ignore si le mode d'accumulation a été homogène (c'est à dire en une mixture initiale de Fer et de Silicates qui se sont ensuite séparés en noyau et manteau) ou hétérogène (formation initiale d'un noyau de Fer, puis dans une seconde phase, accrétion du manteau de silicates). Il a pu y avoir une atmosphère initiale, formée par accrétion de gaz et dégazage de roches et poussières, mais celle ci s'est très certainement dissipée rapidement, vu la faible gravité de Mercure et les forts vents solaires (vents appelés "T-Tauri" soufflés par le Soleil alors très jeune).
2- Différentiation (secondaire)
La période natale d'accumulation et de différentiation chimique a été suivie d'une période de bombardements intensifs d'objets massifs, qui ont produit les zones fortement cratérisés et les plus larges bassins d'impact. Cette période a pu être également la phase terminale d'accrétion. Les "zones inter-cratères" ont sans doute été formées lors de cette période secondaire. Les escarpements lobés, nombreux dans ces zones, ont aussi vu le jour pendant cette période, ainsi marquée par le refroidissement et la contraction du noyau.
3- Impact Caloris (tertiaire)
L'impact créant Caloris Planitia marque le début de la troisième époque. On l'évalue à il y a environ 4 milliards d'années (époque de formation des deux bassins lunaires Imbrium et Orientale).
4- Volcanisme (quaternaire)
Période de durée indéterminée mais probablement brève, marquée par une activité volcanique importante, s'étendant sur toute la planète, et qui a formé de larges plaines lisses. Celles ci (Suisei, Odin, Tir) ont toutefois aussi pu être formées comme résultats d'impacts. La période quaternaire se situe entre –3 et –4 milliards d'années.
5- Période actuelle (cinquième période)
Cette période débute il y a 3 (ou plus) milliards d'années. Elle est peu marquante, se traduit surtout par des impacts de petits météorites, et la formation de poussière régolithique de surface.
Il existe une autre classification en 5 périodes, se répartissant ainsi:
1. Pre-Tolstoien:
Période s'étendant de l'âge de la formation de la croûte
jusqu'à celui de la formation du cratère Tolstoi. Les impacts, très nombreux,
ont créé la plupart des plateaux fortement cratérisés ainsi qu'une grande
partie des larges bassins d'impact multi-anneaux.
C'est à la fin de cette période qu'a eu lieu le refroidissement du noyau et de
la croûte, entraînant la contraction de celle ci et la formation du réseau
d'escarpements.
2. Tolstoien:
Formation du cratère/bassin d'impact Tolstoi, qui date de 3,97
Mds d'années. Formation des plaines lisses, probablement par suite d'activité
volcanique. Ralentissement de la rotation du aux forces de marées, poursuite du
refroidissement/contraction et de la formation des escarpements.
L'activité tectonique, probablement intense et causée par ce ralentissement,
date de cette période du refroidissement du noyau et de la croûte, avec des
lignes de fractures marquées NE-SW et NW-SE à l'équateur, et E-W en région
polaire.
3. Calorien:
L'impact d'un gros astéroïde a créé le bassin Caloris il y a
3,77 Mds d'années. Fin de la période de bombardement intense.
4. Mansurien: (jusqu'à il y a 1 Mds d'années)
5. Kuiperien: (depuis 1 Mds d'années)
Pendant cette période, le bombardement, fortement ralenti, s'est poursuivi en demeurant relativement constant. Formation de jeunes cratères tels Kuiper, se superposant aux anciens.
De la glace sur Mercure?
Mercure ne semble pas être a priori une planète capable d'abriter de la glace. Sa température de surface peut monter jusqu'à plus de 700 °K. Toutefois, des images radar prises depuis les radiotélescopes d'Arecibo, de Goldstone et du VLA (Very Large Array) ont montré l'existence d'une vingtine de zones de réflectivité très intense, circulaires, proches des pôles nord et sud, et renvoyant de la lumière non polarisée. L'intensité, et la nature non polarisée des ondes réfléchies, sont de très sérieux indices en faveur de l'existence de glace.
Cette glace pourrait en effet survivre dans des zones ombragées en permanence au creux de profonds cratères. Elle serait également recouverte d'une mince couche de poussières et de régolithe, la reflectivité observée étant moins intense que celle provoquée par de la glace pure. Cette glace pourrait provenir du dégazage initial de la planète – la vapeur d'eau étant piégées dans ces zones constamment froides, ou bien de piégeage de météorites contenant de l'eau.
Toutefois, des agrégats métalliques, ou des précipités de sodium, pourraient aussi expliquer les ondes de réflexion observées.
Voir aussi le site http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/ice/ice_mercury.html
(c) Benoit Compte - 2003
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