Une intense cratérisation

Toujours située au voisinage du Soleil (à une distance angulaire de moins de 27°), Mercure se présente comme un très mince croissant, difficilement observable. Mercure a une rotation lente (58 jours alors que sa période orbitale est de 88 jours), ce qui rend encore plus difficile toute observation à partir du sol. En effet, les grands télescopes au sol, avec leurs détecteurs ultra-sensibles, ne se risqueraient pas à pointer un objet si proche de notre étoile. Il aura donc fallu attendre les années 1974-1975 et le survol de la planète par la sonde NASA - Mariner 10, envoyée vers Mercure par la NASA, pour avoir les premières images de la surface.

Ces images révèlent une surface caractérisée par une intense cratérisation. Tout comme la Lune, Mercure présente une surface criblée de cratères de toutes tailles.

Caloris basin

Caloris Basin est la plus importante structure du relief hermien (de Mercure). C'est un bassin de près de 1350 km de diamètre, créé sans doute par un impact géant au tout début de la formation de Mercure. Ce bassin a ensuite été rempli de lave.

Objectif Mercure

A ce jour, deux sondes NASA ont visité la planète Mercure : Mariner 10, la pionnière, dans les années 1974-1975 et Messenger, qui a effectué son premier survol de la planète en 2008. Une des plus grandes surprises de Mariner a été de découvrir que Mercure possédait un champ magnétique similaire à celui de la Terre, bien que beaucoup plus faible. En 1991, des astronomes ont pu, grâce à des observations radar, mettre en évidence des points brillants aux pôles. Est-ce de la glace d'eau ? Comment peut-elle subsister aux températures extrêmes de Mercure ? La glace pourrait subsister au fond des cratères perpétuellement à l'ombre, donc jamais exposés aux rayons du Soleil.

Beaucoup de mystères entourent encore la planète Mercure. C'est pourquoi elle est l'enjeu de deux grosses missions spatiales. La sonde Messenger de la NASA, après son premier survol et les nouvelles images extraordinaires qu'elle a délivrées de la surface, est parvenue à destination en 2011. Sa mission s'est terminée en 2015. Par ailleurs, Bepi Colombo, mise en oeuvre par la mission l'agence spatiale européenne (ESA) et son homologue japonais (JAXA), comportera deux orbiteurs (chargés de l'étude à la fois de la planète et de la magnétosphère générée par son faible champ magnétique). Cette mission sera lancée en 2018.

La rotation la plus lente du Système Solaire

Vénus a la rotation sur elle-même la plus lente du Système Solaire (en sens inverse des autres planètes, ce qui est rare). Ce qui fait que sa période sidérale (225 jours) est plus courte que sa rotation propre (243 jours). La surface, protégée par une atmosphère opaque, a longtemps été inaccessible. Après les pionnières, la soviétique Venera 4 (en 1967) et l'américaine Mariner 5 en 1967, ce sont plus d'une vingtaine de sondes qui visiteront Vénus jusqu'à la dernière en date, Venus Express, entrée en orbite le 11 avril 2006.

L'atmosphère épaisse de Vénus rend invisible à l'oeil sa surface, mais elle est transparente aux ondes radio. Ainsi, la sonde Magellan, grâce à son radar, a permis de révéler la surface de Vénus et d'en établir une cartographie complète entre 1991 et 1994.

Des volcans

La Terre et Vénus sont comparables en densité et en composition chimique, et ont également des surfaces relativement jeunes. Cependant, Vénus n'a pas d'océan. La surface a été modelée par le volcanisme, les impacts et les déformations de la croûte. On n'a pas constaté sur Vénus de volcans en activité. Par contre, de grandes variations de dioxyde de soufre (SO₂) dans l'atmosphère laissent à penser que les volcans sont sans doute encore actifs.

Plus de 1000 volcans de plus de 20 km de large constellent la surface de Vénus. Il y a sans doute près d'un million de volcans de plus d'un kilomètre de large. Le plus gros de la surface de Vénus est couvert de vastes coulées de lave. Ainsi, au nord une région appelé Ishtar Terra est un bassin rempli de lave, grand comme l'Europe.

Volcan Maat Mons

Cette vue générée par ordinateur de la surface de Vénus a été créée à partir des images radar de Magellan. Les hauteurs ont été exagérées d'un facteur 10 environ. La montagne du fond est Maat Mons, un volcan de Vénus qui doit son nom à la déesse égyptienne de la vérité et de la justice. Le volcan s'élève à 8 km d'altitude. Les zones brillantes sont des régions très découpées et les zones sombres, des terrains plus lisses. Les lignes sombres et brillantes qui partent du sommet de Maat Mons sont des coulées de lave de rugosités différentes. La région brillante au premier plan est une coulée de lave étendue et rugueuse qui s'est répandue sur une plaine lisse, probablement basaltique.

Crédit : NASA/Magellan

Trois cratères

Vue oblique de trois cratères vénusiens : Howe (37 km) au centre, Danilova (47 km) à gauche et Aglaonice (62 km) à droite. On a attribué à chaque structure du sol vénusien des noms de femmes, réelles ou mythiques. A l'exception unique du Mont Maxwell (la plus haute montagne), en hommage au savant anglais, car c'est grâce aux ondes électromagnétiques de Sir Maxwell que l'on a pu sonder la surface de Vénus !

Crédit : NASA/Magellan

L'intérieur de Vénus est probablement très similaire à celui de la Terre, avec un noyau d'environ 3000 km de rayon et un manteau rocheux en fusion recouvrant la majorité de la planète.

Vénus n'a pas de satellites, ni de champ magnétique intrinsèque. L'atmosphère très dense freine le processus de cratérisation de la surface : il n'existe pas de cratères plus petits que 1-2 km sur Vénus. La raison est que les météores brûlent dans l'atmosphère avant d'arriver au sol.

Cratères d'impact

Chaque cratère est entouré d'une couche brillante et rugueuse d'éjectas qui sont les débris excavés et éjectés par l'impact. Au centre des cratères, on reconnaît le pic central caractéristique des cratères d'impacts. Ce pic matérialise le rebond élastique de la croûte suite à la collision.

Chaud !

La surface de Vénus est tellement chaude que très peu de chaleur supplémentaire, comme celle apportée par les impacts, suffit pour fondre les roches. Certains cratères de Vénus montrent ainsi que les éjectas retombent partiellement en fusion, comme ici, où l'on voit les éjectas, qui n'ont pas eu le temps de solidifier, s'écouler sur le sol en pente.

Vue de l'espace !

La Terre vue de l'espace

Image prise par les astronautes d'Apollo 17. On voit de la Méditerranée (tout en haut) jusqu'au pôle sud.

Crédit : NASA

Les images de la Terre vue de l'espace, comme cette impressionnante photo prise par les astronautes de Apollo 17, révèlent la beauté et la fragilité de notre planète. L'atmosphère qui nous semble si épaisse de notre perspective apparaît de l'espace comme un film très fin. Les frontières disparaissent, et il apparaît clairement que notre planète existe comme une seule entité.

Ce qui frapperait l'œil d'un extraterrestre, c'est la présence de ces immenses masses océaniques, car en effet, la Terre est la seule planète qui possède de l'eau liquide à sa surface (71% de la surface). L'eau existe à l'état liquide seulement dans une gamme de température de 0 à 100°C. Cette gamme de températures est remarquablement étroite quand on la compare à la gamme complète de températures que l'on trouve dans le Système Solaire. La présence de l'eau à l'état vapeur dans l'atmosphère est responsable en grande partie de la météorologie terrestre.

L'apparition de la vie primitive dans les océans a été rendue possible grâce à la présence d'eau liquide. Une vie extraterrestre pourrait donc exister sur d'autres planètes en concomittance avec la présence de l'eau liquide

Le système Terre-Lune

Terre et Lune

La Terre et son unique satellite naturel, la Lune. Cette image montre une perspective originale du pôle sud, prise par la sonde NEAR en route vers l'astéroïde Eros. La Lune est le satellite naturel de la Terre. La Terre (12 800 km de diamètre) est 4 fois plus grande que la Lune (3 500 km).

Crédit : NASA/NEAR

Le Lune est en rotation synchrone avec la Terre, c'est-à-dire que la Lune fait exactement un tour sur elle-même pendant le temps qu'elle met à faire le tour de la Terre. De ce fait, la Lune nous montre toujours la même face (en réalité on en voit 59%, soit plus de la moitié de sa surface est visible grâce aux petits mouvements de la Lune sur son axe de rotation)

Clair de Terre

Image d'un lever de Terre prise par les astronautes d'Apollo 11, peu de temps après leur entrée en orbite lunaire. Remarquez le contraste saisissant entre les couleurs grises et marrons de la surface sans vie de la Lune et les couleurs vives, bleues et blanches de la Terre.

Crédit : NASA

Un lever de Terre ne peut être observé qu'en orbitant autour de la Lune ou en marchant à sa surface. On ne peut pas simplement rester sur place et attendre que la rotation fasse le travail. Pourquoi ? À cause de la rotation synchrone, la Lune expose toujours la même face à la Terre. Ainsi, un observateur sur la surface visible de la Lune, verrait la Terre telle une lanterne, éternellement suspendue à la même place dans le ciel. Chaque mois, la Terre passerait par un cycle complet de phases.

Pour en savoir plus, dirigez vous vers les éclipses de Lune .

L'atmosphère : amie ou ennemie ?

Depuis les années soixante, les satellites artificiels nous transmettent des images de la Terre qui permettent d'étudier, les mouvement de la banquise, les températures, les phénomènes météo, etc., comme par exemple, ici l'ouragan Mitch. Même, si des phénomènes climatiques peuvent avoir des effets destructeurs, les effets de l'atmosphère sont globalement, et de très loin, protecteurs (contre les radiations, les petites météorites, rétention de la chaleur par effet de serre…)

Cratères sur Terre

Sur Terre, on recense relativement peu de cratères d'impact (environ 200). Le meilleur exemple conservé est celui du Meteor Crater, situé en Arizona aux Etats-Unis d'Amérique (1,2 km de diamètre). En comparaison, la Lune est complètement criblée de cratères. Pourquoi ? La réponse est : l'érosion. C'est ce phénomène seulement présent sur Terre (eau, vent, volcanisme) qui est responsable de la disparition systématique des traces de cratères d'impact.

Activité volcanique

Notre planète bouge !

La surface terrestre est constituée de plaques qui bougent les unes par rapport aux autres, s'entrechoquant pour former des montagnes, ou au contraire, se séparant pour former des mers ou des océans. Ces mouvements sont connus sous le nom de tectonique des plaques et donnent lieu aux tremblements de terre.

Le volcanisme est une autre manisfestation de l'activité interne de la Terre. Les volcans matérialisent la remontée de magma en des points précis.

Un jour martien

Ce film de la rotation complète de Mars a été réalisé avec des images de Hubble. Le jour martien (23h37mn) est sensiblement égal à celui de la Terre. Mars est autant incliné que la Terre, ce qui permet des saisons comme sur Terre, mais qui sont plus marquées à cause de l'excentricité de Mars. La couleur caractéristique de la « planète rouge » est due à l'oxydation des minéraux de fer (la rouille). Mars a deux calottes polaires bien visibles depuis la Terre à partir d'un télescope. Chaque calotte polaire a une composante permanente constituée de glace d'eau au pôle nord et d'une mixture de glace de CO₂ et H₂O au pôle sud. Cette composante permanente grossit au fur et à mesure de l'arrivée de l'hiver martien (la température chute à –140°C).

On a aussi une composante saisonnière constitué de glace de CO₂ qui apparaît avec la venue de l'hiver et qui provient du gel de l'atmosphère.

Les conditions actuelles sur Mars ne permettent pas la présence d'eau liquide à la surface et donc de la vie. En effet la surface de Mars est complètement stérilisée (rayons UV, ...). Cependant le fait de voir des lits asséchés sur Mars nous enseigne que l'eau a coulé dans le passé, et donc que la vie a pu exister.

Le relief martien

L'ombre de Phobos

L'ombre de Phobos sur la surface de Mars

Crédit : NASA/MGS

La surface de Mars comporte relativement peu de cratères.

Olympus Mons

Le volcan le plus haut du Système Solaire (25 000 m d'altitude)

Crédit : NASA/MGS

Olympus Mons est un gigantesque volcan qui fait 25 km de haut et 700 km de diamètre. C'est le plus grand volcan du Système Solaire. Olympus Mons et les volcans de la région de Tharsis sont des volcans similaires aux volcans hawaiiens. Sur Terre, le plus grand d'entre eux fait 9 km de haut à partir du plancher océanique et 120 km de diamètre. Remarquez les cratères d'impact au sommet du volcan.

Climat

Les hivers, et globalement la température moyenne sur Mars, sont plus froids que sur Terre et la température peut chuter jusqu'à -140°C. En effet, Mars étant située 1,5 fois plus loin du Soleil, elle reçoit 57% d'énergie en moins. De plus, l'atmosphère peu dense empêche un effet de serre conséquent (augmentation de seulement 3°C contre 33°C pour la Terre). Toutefois, la température peut atteindre environ 20°C en plein été aux basses latitudes.

Mars Atlas

Voici quelques figures montrant l'atlas de Mars, avec ses vallées (Valle Marineris) ou probalement l'eau a coulé dans le passé, ses plaines et ses montagnes (Tharsis Montes).