Le blog d'astronomie

Nasa Lcross, la bombe sur la lune

2009-10-15T08:14:00.001-07:00

La mission s'est déroulé parfaitement.

la nasa envoie une bombe sur la lune!

Hubble dernière mission

2009-05-27T05:17:00.001-07:00

Lancement réussi pour la navette américaine Atlantis: elle a décollé lundi de Floride, aux États-Unis, vers le télescope spatial Hubble. Il s’agit de la dernière mission destinée à réparer et améliorer le télescope âgé de 19 ans.

Recyclage cosmique

2009-05-27T05:16:00.001-07:00

Pour la première fois, des chercheurs ont observé une activité de renaissance cosmique unique : la transformation d'un pulsar ordinaire à rotation lente en un pulsar super-rapide pratiquement immortel.

Charles Bolden va diriger la nasa

2009-05-27T05:15:00.000-07:00

Pour la seconde fois de son histoire, l’agence spatiale américaine va être dirigée par un ancien astronaute, Charles Bolden. Il a été choisi par Barak Obama pour prendre la tête de la Nasa à un moment délicat.

Au moment où la navette Atlantis s’apprêtait à revenir sur Terre samedi après sa mission très suivie auprès du télescope Hubble, la Maison Blanche mettait fin à un long suspens en annonçant le nom du nouveau chef de la Nasa : Charles Boden. Cet ancien astronaute, général à la retraite de la marine américaine, sera le premier afro-américain nommé administrateur de l’agence spatiale américaine et seulement le second astronaute à ce poste (le premier fut Richard Truly de 1989 à 1992).

Charles Bolden va diriger la nase

2009-05-27T05:14:00.001-07:00

3C305

2009-05-27T05:12:00.000-07:00

L'activité (Le terme d'activité peut désigner une profession.) d'un trou noir (En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche...) super massif est responsable de l'aspect fascinant de cette galaxie, 3C305, localisée à environ 600 millions d'années-lumière de la Terre (La Terre, foyer de l'humanité, est surnommée la planète bleue. C'est la troisième planète du système solaire en partant...). Les structures en rouge (La couleur rouge répond à différentes définitions, selon le système chromatique dont on fait usage.) et bleu (Bleu (de l'ancien haut-allemand « blao » = brillant) est une des trois couleurs primaires. Sa longueur d'onde...) sont respectivement des images rayons X de l'Observatoire spatial Chandra (Le satellite Chandra est un télescope à rayons X. Il a été lancé en 1999 par la navette spatiale Columbia lors de la...) et des images optiques du télescope (Un télescope (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant « regarder, voir ») est un...) Hubble (Le télescope spatial Hubble (en anglais, Hubble Space Telescope ou HST) est un télescope en orbite à environ 600...). Les données (Dans les technologies de l'information (TI), une donnée est une description élémentaire, souvent codée, d'une chose,...) optiques ne représentent que l'émission d'oxygène, et donc la pleine étendue de la galaxie n'est pas visible. Les données par radio sont montrées en bleu plus foncé et proviennent du VLA (Very Large Array) de la NSF (National Science Foundation), ainsi que du Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network au Royaume-Uni.

La vie vient-elle des comètes ?

2009-05-27T05:11:00.000-07:00

Une nouvelle étude laisse à penser que les comètes ont joué un rôle fondamental dans l'apparition de la vie sur Terre (La Terre, foyer de l'humanité, est surnommée la planète bleue. C'est la troisième planète du système solaire en partant...) en apportant sur la planète (Selon la dernière définition de l'Union astronomique internationale (UAI), « une planète est un corps céleste (a)...) certains des éléments nécessaires à la formation des premières molécules organiques qui mèneront à la vie.

L'histoire de la vie sur Terre se heurte à un mur infranchissable. En effet, tous les indices de la vie primitive terrestre au-delà de 3,5 - 3,8 milliards d'années, ont été effacés par la tectonique des plaques et les convulsions multiples de la croûte terrestre (La croûte terrestre est la partie superficielle et solide du matériau dont est faite la Terre. C'est la partie...). Les informations contenues dans les fossiles ne vont pas au-delà de cette période ce qui est un frein (Un frein est un système permettant de ralentir, voire d'immobiliser, les pièces en mouvement d'une machine ou un...) à nos connaissances.

Un objet quasi-stellaire à seulement 40 années-lumière de la Terre

2009-05-27T05:09:00.000-07:00

Une équipe internationale, dirigée par des astronomes de l'Université (Une université est un établissement d'enseignement supérieur dont l'objectif est la production du savoir (recherche),...) de Hertfordshire a découvert un objet (De manière générale, le mot objet (du latin objectum, 1361) désigne une entité définie dans un espace à trois...) quasi stellaire autour de Wolf 940, une naine rouge (En astronomie, les naines rouges sont les étoiles les moins massives ; en-deçà, ce sont les naines brunes, qui ne...) située à seulement 40 années-lumière de la Terre (La Terre, foyer de l'humanité, est surnommée la planète bleue. C'est la troisième planète du système solaire en partant...).

Cet objet quasi stellaire est en fait une naine brune (Les naines brunes forment une classe d'astres originale, de masse intermédiaire entre les planètes et les étoiles.), sorte de trait d'union entre étoiles et planètes. Il s'agit d'objets n'ayant pas une masse suffisante pour enclencher ou maintenir la fusion nucléaire (La fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état liquide. Pour un corps...) nucléaire (Le terme d'énergie nucléaire recouvre deux sens selon le contexte :) (dite parfois thermonucléaire) est, avec la fission, l'un des deux principaux types de réactions...) en son centre. Elles sont moins massives et plus froides que les étoiles, mais plus massives et plus chaudes que les planètes de sorte que leur masse est comprise entre 13 fois celle de Jupiter et 0,08 fois celle du Soleil ((pourcentage en masse)).

Baptisé Wolf 940b, cet objet tourne autour de son étoile à quelque 440 fois la distance de la Terre au Soleil. A cette échelle, il lui faut près de 18000 ans pour réaliser une seule orbite (En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que décrit dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous...). Sa température (La température d'un système est une fonction croissante du degré d'agitation thermique des particules, c'est-à-dire de...) de surface (Il existe de nombreuses acceptions au mot surface, parfois objet géométrique, parfois frontière physique, souvent...) est d'environ 300 degrés Celsius, ce qui le rend difficilement visible dans l'optique (L'optique est la branche de la physique qui traite de la lumière et de ses relations avec la vision.). Il est beaucoup plus lumineux dans l'infrarouge (Le rayonnement infrarouge (IR) est un rayonnement électromagnétique d'une longueur d'onde supérieure à celle de la...) ce qui explique pourquoi le Télescope spatial Spitzer (Le Télescope spatial (L'utilisation d'un Télescope sur Terre est limitée par les turbulences de l'atmosphère, qui dégradent considérablement...) Spitzer est le plus gros télescope infrarouge lancé par la NASA. Ces longueurs d'ondes ne pouvant...) de la NASA (La National Aeronautics and Space Administration (« Administration nationale de l'aéronautique et de...) l'a observé récemment.

La proximité de ce système binaire en fait une cible de choix pour les astronomes qui n'hésitent pas à parler de Pierre de Rosette. En effet, les informations que nous possédons sur ces objets sont très incomplètes. Les scientifiques vont pouvoir s'appuyer sur ce qu'ils savent de l'étoile parent pour mieux déterminer les propriétés de Wolf 940B comme son âge et sa composition chimique. Un des aspects les plus intéressants concerne la question des atmosphères de ces naines brunes. Pour cela, les astronomes comptent bien affiner les modèles de la lumière (La lumière désigne les ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain, c'est-à-dire comprises dans des...) émise par ces objets ce qui permettra une modélisation essentielle à une meilleure compréhension de ce que l'on observe quand on étudie des planètes autour d'autres étoiles.

UKIDSS (UKirt Infrared Deep Sky Survey)

Wolf 940B a été découvert dans le cadre du Survey UKIDSS. Cette couverture photographique du ciel a débuté en mai 2005 et doit s'achever en 2012. Elle vise à sonder 7500 degrés carrés de l'hémisphère nord (Le nord est un point cardinal, opposé au sud.) et prend la suite de 2MASS qui a couvert le ciel dans l'infrarouge de 1997 à février 2001. UKIDSS utilise WFCAM, une des caméras infrarouges la plus puissante au monde (Le mot monde peut désigner :), construite par le Centre UK ATC et qui équipe le télescope infrarouge du Royaume-Uni à Hawaii (UKIRT).

Ce relevé sera plus fin et plus précis que 2MASS. Mais ce n'est pas son seul intérêt. Il sera la contrepartie dans le proche infrarouge du Sloan Digital Sky Survey (SDSS) un autre relevé astronomique, dans plusieurs couleurs, démarré en 1998 et achevé en 2005.

La nouvelle maquette d'Orion

2007-11-09T13:29:00.000-08:00

Voici la nouvelle maquette d'Orion.

Discovery s'est posée

2007-11-09T13:28:00.001-08:00

La navette spatiale Discovery s'est posée ce mercredi 7 novembre 2007 sur la piste du centre spatial Kennedy, en Floride.

Une comète actuellement visible à l’œil nu : Holmes

2007-10-29T01:20:00.001-07:00

17P/Holmes, distante de plus de 240 millions de kilomètres, est brusquement devenue visible à l’œil nu le 24 octobre. Or les prévisions officielles l’annonçaient à cette date 10 millions de fois moins brillante (magnitude 16,9) ! Le premier à donner l’alerte a été Juan Antonio Henriquez-Santana, un astronome amateur espagnol. Dans les heures qui suivent, Bob King, dans l’Arizona, observe la comète à la magnitude 7. Puis les Japonais prennent la relève, notamment Seiichi Yoshida, qui constate un éclat proche de la magnitude 3 !
Les observations effectuées la nuit suivante, notamment depuis l'observatoire du Pic du Midi montrent que sa magnitude est passé à 2 ! Si bien qu'elle est bien visible même en plein Paris comme une étoile légèrement floue malgré la brume et la présence de la Lune. Elle se situe actuellement non loin de Mirfak, l’étoile principale de la constellation de Persée.

Son sursaut de luminosité est vraisemblablement lié à une fragmentation du noyau en 3 morceaux. D'après Francois Colas de l'IMCEE, elle devrait concerver un éclat important dans les jours à venir. Dans le même temps, sa taille apparente augmente, et son éclat se "dilue" sur une plus grande surface de ciel.
Holmes passe près du zénith pour nos latitudes en milieu de nuit, la Lune est un peu génante ces jours-ci, mais sa position circumpolaire la rend visible toute la nuit ! De plus, François Colas pronostique qu'elle sera toujours bien visible lors de la prochaine nouvelle Lune (9 novembre).

La sonde Américaine Dawn

2007-10-01T06:07:00.001-07:00

Le 27 septembre, la sonde américaine Dawn a quitté le pas de tir de cap Canaveral à bord d’une fusée Delta 2. Elle a mis le cap sur l’astéroïde Vesta, autour duquel elle se satellisera dans 4 ans. Dawn étudiera ce petit corps de 530 km pendant 6 mois, puis remettra les gaz pour atteindre Cérès en 2015, au terme d’un périple de plus de 5 milliards de kilomètres à travers le Système solaire.

Vidéo amateur

2007-09-17T14:46:00.001-07:00

Fusée Ariane V 5 Fevrier 2005

Stellarium 0.9.0

2007-09-15T05:52:00.001-07:00

Que vous soyez féru d'astronomie ou simple curieux, ce logiciel libre est tellement bien conçu et intuitif que vous allez forcément en tomber amoureux. De quoi s'agit-il ? D'observer les étoiles depuis votre PC. Rien d'extraordinaire jusque là, d'autres logiciels vous le permettaient déjà. L'intéret de Stellarium réside dans sa réalisation et son interface.

Le logiciel vous place au coeur d'une vue panoramique en temps réel : la position du soleil suit l'heure exacte. Si vous lancez Stellarium en pleine journée, un soleil radieux illumine le ciel. Vous pouvez tourner librement la "tête" avec la souris et zoomer avec la molette. Vous souhaitez observer les étoiles sans attendre la tombée de la nuit ? Accélerez le temps avec les contrôles avance rapide en bas à droite ! Premier choc : le soleil se déplace sous vos yeux. Revenez au temps réel avec le bouton "play". La vue des étoiles est saisissante de réalisme et affiche le nom des principales étoiles ou planètes que vous croisez. Vous pouvez alors zoomer à volonté, par exemple sur Saturn, jusqu'à afficher une vue correcte de la planète (nous n'en sommes pas encore au "Google Planet" niveau précision). Zoomez en arrière, baladez vous d'étoile en étoile ...

le survol de Japet

2007-09-15T05:46:00.000-07:00

Cassini a transmis cette semaine les images de son survol de Japet, un satellite de Saturne. Les observations fournies par la sonde sont encore plus étonnantes et énigmatiques que ce que l’on pouvait imaginer pour cette lune, en forme de coquille de noix, et bizarrement séparée en deux faces, l’une noire et charbonneuse, l’autre blanche et neigeuse.

Cassini a donc bien survolé Japet ce lundi 10 septembre mais un rayon cosmique très énergétique ayant traversé la sonde, celle-ci s’était mise en mode veille afin de limiter les risques. La transmission des données a donc été retardée mais elle a finalement pu se faire sans encombres et les divers systèmes de la sonde se sont complètement remis à fonctionner dans les jours qui ont suivi. Les images prises à seulement 1 640 kilomètres de la surface pour les plus proches, soit 100 fois plus près que lors de la dernière rencontre rapprochée de Cassini et Japet en 2004, sont vraiment stupéfiantes. En particulier, de nombreuses photographies de la mystérieuse chaîne de montagne de 20 km de haut, courant tout le long de l’équateur de Japet, ont été faites.

Saturne vue par la sonde Cassini-Huygens en février 2004

2007-05-22T09:41:00.001-07:00

Sixième planète du système solaire, Saturne est la plus lointaine des planètes visibles à l'œil nu. Elle possède la particularité d'être entourée d'un spectaculaire système d'anneaux. Avec un diamètre de 120 660 km (9 fois le diamètre terrestre), Saturne est la plus grosse des planètes après Jupiter. Sa distance au Soleil est de 1 344 900 000 km au périhélie (point le plus proche) et de 1 502 300 000 km à l'aphélie (point le plus éloigné), ce qui représente en moyenne 9,5 fois la distance Terre - Soleil. L'orbite qu'elle décrit en 29,5 années terrestres, est inclinée de 2°3' par rapport au plan de l'écliptique. La période de rotation de Saturne est de 10,7 h.

C'est la planète qui a la plus faible densité (0,69), inférieure à celle de l'eau. L'essentiel des connaissances sur Saturne provient du survol de la planète par les sondes Voyager en 1980 et 1981. Les anneaux de Saturne, identifiés dès 1656 par C. Huygens, sont constitués de myriades de petits corps qui gravitent autour de la planète. Ils résultent soit de la désagrégation de satellites trop proches de la planète, soit de résidus du nuage primitif.

Les planètes

2007-05-22T09:38:00.001-07:00

Ducumentaire vidéo

2007-04-30T02:22:00.000-07:00

Un petit documentaire, allez!

L'homme a-t-il marché sur la lune ?

Survol de la Lune avec son Apollo11-13

2007-04-27T05:15:00.000-07:00

Survol de la Lune avec son Apollo11-13

La planète Pluton

2007-04-27T04:53:00.000-07:00

Pluton est la neuvième planète du système solaire. Elle a été découverte en 1930 par Clyde W. Tombaugh. Comme Pluton est la plus petite planète du système solaire et que son orbite est très excentrique, sa désignation en tant que « planète » à proprement parler fait débat.

L'orbite de Pluton est très inclinée et fortement elliptique, ce qui l'amène périodiquement à être plus proche du Soleil que Neptune (ce fut le cas entre 1979 et 1999). L'inclinaison de l'orbite de Pluton l'empêche en fait de croiser celle de Neptune. De plus, les deux corps sont en résonance 3:2 : pendant que Neptune effectue trois révolutions autour du Soleil, Pluton en réalise deux. Neptune « dépasse » toujours Pluton quand celui-ci est à son aphélie. Lorsque Pluton est au périhélie, Neptune a pris environ 90° d'avance sur Pluton. En conséquence, Neptune et Pluton ne s'approchent jamais à moins de 2,5 Tm (2,5 milliards de km) et les deux astres ne peuvent jamais entrer en collision.

Cette résonance orbitale est stable : une perturbation de l'orbite de Pluton serait corrigée par l'attraction de Neptune. Les objets transneptuniens dont l'orbite est en résonance semblable sont catégorisés comme plutinos.

L'orbite de Pluton étant très excentrique, elle croise celle de nombreux autres objets (dont Neptune) ; parmi les astéroïdes numérotés, ces hadéocroiseurs comptaient (en juillet 2004) 10 frôleurs-intérieurs (dont (5145) Pholus), 24 frôleurs-extérieurs (dont (19521) Chaos), 17 croiseurs (dont (38628) Huya) et 37 co-orbitaux (dont (20000) Varuna, (28978) Ixion et (50000) Quaoar).

Avec un diamètre de 2 302 km et une masse de 1,314×1022 kg, Pluton est plus petite et moins massive que la Lune et six des satellites naturels de Jupiter, Saturne et Neptune : Ganymède, Titan, Callisto, Io, Europe et Triton.

La composition interne de Pluton est pour l'instant inconnue. S'il y a eu différentiation, il pourrait y avoir un noyau rocheux. Sur sa surface, de la glace de méthane (CH4) a été détectée aux pôles par télescopie infrarouge, en calottes dont la taille varie selon l'éloignement de la planète par rapport au Soleil.

Une mince atmosphère de 0,15 Pa a été mesurée en 1988 lors du passage de Pluton devant une étoile. Cette atmosphère pourrait n'exister que lorsque la planète est à son périhélie et geler lorsqu'elle s'éloigne du Soleil. Elle serait composée d'azote (N2) à 90 % et de monoxyde de carbone (CO) à 10 %, avec des traces de méthane (CH4).

En 2003, une autre occultation stellaire par Pluton a été observée par plusieurs équipes dirigées par Bruno Sicardy [1] et Jim Elliot. De manière surprenante, la pression atmosphérique a été estimée à 0,30 Pa, bien que Pluton soit plus éloignée du Soleil qu'en 1988 et donc plus froide. L'hypothèse privilégiée à l'heure actuelle serait que le pôle sud de Pluton serait sorti de l'ombre en 1987 pour la première fois depuis 120 ans et qu'un surplus d'azote aurait alors sublimé de la calotte polaire sud. Cet excès d'azote devrait mettre vraisemblablement des décennies avant de se condenser à l'autre pôle.

Pluton possède trois satellites naturels, le plus grand étant Charon qui fut identifié dès 1978. Deux satellites plus petits et pour l'instant sans nom officiel, autre que le code de l'UAI, ont été découverts en 2005.

Charon fut découvert en 1978. Comparativement à Pluton, Charon est un très gros satellite (son diamètre est la moitié de celui de Pluton), et le barycentre des deux corps se trouve au-delà de la surface de Pluton (à un peu plus de deux rayons plutoniens). C'est le seul cas de système planétaire possédant cette caractéristique dans tout le système solaire. Pluton et Charon sont également en rotation synchrone toutes les deux : Charon présente toujours la même face à Pluton et Pluton la même face à Charon. À noter que certains astéroïdes binaires possèdent aussi ces deux traits, et que le barycentre de Jupiter et du Soleil est au-delà de la surface de ce dernier.

La découverte de Charon permit de mesurer la masse du système double. Une masse inférieure aux estimations précédentes a été déterminée.

Cette découverte a également amené les astronomes à revoir leur estimation sur la taille de Pluton. À l'origine, on pensait que Pluton était plus grande que Mercure et plus petite que Mars, mais les calculs étaient fondés sur le fait qu'un seul objet était observé (on ne distinguait pas Charon de Pluton). Une fois le système double découvert, l'estimation de la taille de Pluton a été revue à la baisse. Il est possible aujourd'hui, avec des instruments modernes, de distinguer le disque de Pluton et ainsi déterminer sa taille directement.

Par ailleurs, l'albédo de Pluton a dû aussi être recalculé et revu à la hausse puisque la planète maintenant observée était bien plus petite que les premières estimations ; sa capacité à réfléchir la lumière devait être plus importante que ce que l'on pensait. Les estimations actuelles lui donnent une valeur légèrement inférieure à celle de Vénus, qui est déjà assez élevée.

Charon, à la différence de Pluton, n'a pas retenu de méthane et apparaît beaucoup plus sombre.

Certains chercheurs ont suggéré que Pluton et Charon sont des satellites de Neptune qui auraient été éjectés de son orbite, mais on pense aujourd'hui que Pluton n'a jamais fait partie des satellites de Neptune. L'orbite rétrograde de Triton laisse penser que celui-ci était à l'origine un objet indépendant, comme Pluton, et qui fut capturé par Neptune. Triton semble également partager certaines caractéristiques atmosphériques et géologiques avec Pluton.

Pluton semble posséder deux autres satellites, qui furent photographiés le 15 mai 2005 lors d'une campagne d'observation du télescope spatial Hubble et ont reçu les désignations provisoires S/2005 P 1 et S/2005 P 2. Ils ont été vus par une équipe du Southwest Research Institute sur des clichés pris pour préparer la nouvelle mission d'exploration lointaine du système solaire, New Horizons. Leur existence fut confirmée par l'examen de photographies prises par Hubble et datant du 14 juin 2002. Compte tenu de la résolution du télescope, Pluton ne semble pas posséder d'autre satellite d'une taille supérieure à 15 km.

D'après les premières observations, le demi-grand axe de S/2005 P 2 mesure 49 000 km et celui de S/2005 P 1 65 000 km. Les deux satellites semblent orbiter dans le même plan que Charon et sont deux et trois fois plus éloignés que celui-ci, avec une résonance orbitale de 4:1 et 6:1.

Les deux objets possèderaient un diamètre d'environ 100 à 150 km et une masse estimée à 0,3% de celle de Charon (0,03% de la masse de Pluton).

Les éléments orbitaux de ces satellites doivent cependant être confirmés, ce qui devrait être fait en février 2006. Si cette confirmation a lieu, l'Union astronomique internationale pourra donner définitivement un nom aux deux satellites.
Dans un article publié dans la revue Nature, une équipe de scientifiques américains conduite par le Dr. S. Alan Stern du SwRI (Southwest Research Institute), annonce que les deux petites lunes récemment découvertes de Pluton se sont très probablement formées lors du même impact géant qui a donné naissance à Charon, l'autre satellite de Pluton.

L'équipe soutient également que d'autres grands objets binaires de la Ceinture de Kuiper pourraient également abriter de petites lunes, et que celles qui gravitent autour de Pluton pourraient générer des anneaux de débris autour de la planète.

Du fait de la grande distance séparant la Terre de Pluton et qu'aucune sonde spatiale n'ait jamais survolé la planète, on ne sait que très peu de choses à son sujet. La NASA a lancé en janvier 2006 la sonde « New Horizons », du nom du projet lancé en 2001 et dirigé par le Southwest Research Institute. Le survol de Pluton est prévu pour l'été 2015 après un voyage de 6.4 milliards de kilomètres. L'engin spatial emporte à son bord des instruments d'imagerie, spectrométrie et autres appareils de mesure, afin de déterminer les caractéristiques géologiques et morphologiques de Pluton et de sa lune Charon, mais aussi cartographier les éléments composant leur surface et étudier l'atmosphère de Pluton (composition et taux d'évasion). La mission prévoit également un survol des objets de la ceinture de Kuiper en 2022.

Pluton fut découvert en 1930 lors de la recherche d'un corps céleste permettant d'expliquer les perturbations orbitales d'Uranus et Neptune, hypothèse proposée par Percival Lowell comme étant la Planète X.

Ayant fait fortune dans les affaires, Lowell se fait construire en 1894 un observatoire à plus de 2000 mètres d'altitude dans l'Arizona et entreprend la recherche d'une neuvième planète au-delà de Neptune. Il pense suivre la même méthode que pour la découverte de cette dernière, en étudiant son orbite, mais les instruments de l'époque ne permettant pas de mesurer les anomalies de son orbite, il devra se rabattre sur celles d'Uranus. Sa planète (baptisée « X ») serait située à 47,5 ua, aurait une période de 327 ans et une masse de deux cinquièmes de celle de Neptune. En 1905, il lance une première campagne photographique de trois ans, mais celle-ci ne donnera rien de concluant. Lowell ne baisse pas les bras pour autant et décide de redoubler d'efforts, notamment lorsqu'il voit apparaître un concurrent : William Pickering. Celui-ci annonce en 1908 la présence d'une planète qu'il nomme « 0 » de deux masses terrestres, d'une distance de 52 ua et d'une période de 373 ans. En 1911, Lowell fait l'acquisition d'une machine destinée à l'analyse photographique lui permettant de comparer les clichés beaucoup plus vite (deux séries de photos sont prises à quelques jours d'intervalle pour repérer le mouvement éventuel d'un astre) et entame une nouvelle série de photographies. Un nouvel échec qui le mènera à se désintéresser de sa planète X.

Percival Lowell meurt en 1916 mais laisse dans son testament de quoi poursuivre les recherches sans se soucier des problèmes d'argent, mais des problèmes d'héritage avec sa femme vont finir par réduire le budget de l'observatoire. Or dix ans plus tard, l'observatoire nécessite un nouvel instrument. Abott Lawrence Lowell, le frère de Percival Lowell, accepte de donner dix mille dollars pour la construction d'un télescope de 13 pouces que Clyde W. Tombaugh sera chargé de piloter pour cette lourde tâche qu'est la cartographie minutieuse du ciel, à la recherche de la planète X. Tombaugh réorganise son plan de travail et procède à trois prises au lieu de deux afin d'augmenter les chances de percevoir le mouvement de la planète. La troisième série de clichés prend fin le 29 janvier 1930 et commence alors l'analyse des plaques photographiques. Le 18 février à 16 heures, il remarque un point de magnitude 15 bouger d'une plaque à l'autre ! Il s'agit bien d'une neuvième planète.

La planète est nommée à la fois en référence au dieu romain des enfers et à Percival Lowell dont les initiales forment les deux premières lettres de Pluton. Ses initiales forment le symbole de Pluton (Unicode : ♇). Le nom fut suggéré par Venetia Burney, une jeune fille de onze ans d'Oxford, en Angleterre.

Une fois découvert, Pluton était si lointain que son diamètre ne pouvait être déterminé avec précision, bien que sa faible luminosité et son absence de disque apparent laissait présager un corps trop petit pour pouvoir être l'astre en question.

Charon, son satellite, est découvert en 1978. Il permettra de résoudre bien des problèmes quant à sa masse et à sa taille.

Compte-tenu de la distance de Pluton, on peut maintenant reconnaître que sa découverte tient autant de la chance que du travail d'exploration systématique de Tombaugh. Celui-ci poursuivit ses recherches pendant 13 ans , qui le laisseront penser qu'aucune autre planète d'une magnitude comparable n'existe dans le système solaire.

Pluton a été découverte en 1930 alors que l'on était à la recherche d'un corps suffisamment massif pour expliquer les irrégularités observées dans les orbites d'Uranus et Neptune. Une fois trouvée, son faible éclat et l'impossibilité de distinguer un disque net jettent très tôt le doute sur l'idée que Pluton soit la planète X que Lowell recherchait.

Les décennies suivantes, la taille et la masse de Pluton furent systématiquement revues à la baisse à chaque progrès technique sur les instruments d'observation et d'imagerie. Afin de réconcilier la petite taille de Pluton avec la planète X, en contradiction avec les caractéristiques qu'elle devait posséder, on proposa la théorie de la réflexion spéculaire : ce que les observateurs mesuraient pourrait n'être qu'une tache brillante à la surface très réfléchissante d'une planète en réalité plus grosse qui pourrait ainsi être massive sans être pour autant exceptionnellement dense.

Ces incertitudes ont finalement été résolues par la découverte de son satellite Charon en 1978. Cela permit de revoir encore à la baisse la masse du système Pluton-Charon, plus faible même que les estimations minimales fournies par les opposants à la théorie de la réflexion spéculaire (qui fut dès lors totalement invalidée). Les astronomes sont d'accord aujourd'hui pour donner à Pluton un diamètre bien inférieur à celui de la Lune, avec seulement une fraction de sa masse, en accord avec sa composition (de la glace en grande partie). Dans les années 1970, les calculs des trajectoires des sondes Voyager ont montré que Neptune avait une masse inférieure à ce que l'on pensait, et lorsqu'on prend en compte cette nouvelle masse, on ne constate plus que de petites divergences dans les mouvements des planètes Uranus et Neptune. Il serait probablement possible de lever le doute quant à elles (erreurs d'observation ou pas ?) en reprenant complètement les observations de Neptune avec des instruments bien plus précis, mais cela a un coût et ne constitue pas un objectif majeur de la recherche scientifique.

Décidément, Pluton est une mauvaise candidate pour être la planète X. Ainsi sa découverte n'était qu'une coïncidence puisqu'elle ne joue aucun des rôles qu'on lui avait attribués, à savoir expliquer les irrégularités des trajectoires de Neptune et d'Uranus.

Alors que le doute sur le fait que Pluton soit la planète X recherchée fut jeté très tôt après sa découverte et suscita de nombreux débats pendant plusieurs décennies, certains ont pensé à une hypothétique dixième planète, et pourquoi pas aussi une onzième, qui serait la réelle planète X supposée causer les perturbations des mouvements d'Uranus et Neptune, ainsi que ceux des comètes.

Découverte en janvier 2005 par l'Américain Michael E. Brown, 2003 UB313 a un diamètre de plus de 3000 km, soit quasiment celui de la Lune (3476 km), et donc plus que les 2350 km de Pluton. Corps céleste du système solaire le plus important depuis la découverte de Neptune en 1846, 2003 UB313 pourrait donc reléguer Pluton au 10 rang des planètes en orbite autour du Soleil. Son orbite forme une ellipse (avec une forte inclinaison de 45 degrés) que le corps parcourt en 557 années. Lors de sa découverte il était à 97 unités astronomiques de notre étoile, soit trois fois plus loin que Pluton, ce qui rend les mesures difficiles.

Aujourd'hui certains scientifiques remettent en cause le statut de planète de Pluton. Selon eux, il est possible que Charon, Pluton et Triton (le plus gros satellite de Neptune), soient trois anciens astéroïdes de la ceinture de Kuiper qui en auraient été extraits par la planète géante. Leur composition (roche et glace) irait d'ailleurs en faveur de cette hypothèse. Cela ferait alors de Pluton, qui est pourtant plus petit que la Lune par exemple, l'objet le plus gros et le plus brillant de la ceinture de Kuiper.

Certains scientifiques proposent de rétrograder Pluton du statut de planète à celui de planète mineure ou d'objet transneptunien. D'autres, comme Brian Marsden du Minor Planet Center, suggèrent de lui donner à la fois les deux statuts, en raison de son importance historique et de sa découverte. Marsden annonça le 3 février 1999 que Pluton serait classé comme le 10 000e objet de son catalogue recensant justement 10 000 planètes mineures. Le nombre rond de 10 000 serait attribué à Pluton en son honneur pour la « célébration » de ce compte atteint. Mais l'Union astronomique internationale va mettre les points sur les i : Pluton ne sera pas déclassé du rang de planète majeure tant qu'il n'y aura pas de preuves réellement convaincantes. Elle reste donc par convention désignée comme la neuvième planète du système solaire.

Il est intéressant de noter que, historiquement, les quatre premiers astéroïdes découverts ((1) Cérès, (2) Pallas, (3) Junon et (4) Vesta) furent considérés comme des planètes pendant plusieurs décennies (leurs dimensions n'étaient pas vraiment connues à l'époque). Certains textes astronomiques du début du XIXe siècle font référence à onze planètes (incluant Uranus et les quatre premiers astéroïdes). Le cinquième astéroïde ((5) Astrée) fut découvert en 1845 peu de temps avant la découverte de Neptune, suivi de plusieurs autres dans les années suivantes. Bien qu'ils soient toujours appelés « planètes mineures », ils ne sont plus aujourd'hui considérés comme des « planètes ». Peut-être qu'à l'avenir Pluton connaîtra le même sort que ces astéroïdes...

La planète jupiter

2007-04-27T04:50:00.003-07:00

Jupiter est une planète géante gazeuse, la plus grosse planète du système solaire et la cinquième en partant du Soleil. Elle doit son nom au dieu romain Jupiter. Le symbole astronomique de la planète est la représentation de la foudre de Jupiter.

Jupiter pourrait contenir toutes les autres planètes réunies; à titre de comparaison, on pourrait y caser environ 1 300 corps de la taille de la Terre. Son diamètre est de 11 fois celui de la Terre, mais a moins du quart de sa densité (0,240 densité terrestre). Par ailleurs, sa masse équivaut à 2,5 fois celle de toutes les autres planètes réunies et 318 fois celle de la Terre. Jupiter est tellement massif que son barycentre avec le Soleil est situé à l'extérieur de celui-ci, à environ 1,068 rayon solaire du centre du Soleil. Conséquemment, cette masse a eu une grande influence gravitationnelle sur la formation du système solaire : la plupart des planètes et des comètes de courte période sont situées près de Jupiter et les lacunes de Kirkwood de la ceinture d'astéroïdes lui sont dues en grande partie.

Visible à l'œil nu dans le ciel, Jupiter est habituellement le quatrième objet le plus brillant (après le Soleil, la Lune et Vénus ; parfois Mars semble plus lumineux que Jupiter, et de temps en temps Jupiter semble plus lumineux que Vénus).

Comme sur les autres planètes gazeuses, des vents violents, de près de 600 km/h, parcourent les couches supérieures de la planète. La célèbre tache rouge est une zone de surpression qui est observée depuis plus de 300 ans.

Dans les cultures chinoise, corénne, japonaise et vietnamienne, Jupiter est appelée l'étoile de bois. Ceci est à rapprocher du fait que la Grande tache rouge de Jupiter a l'allure d'un nœud dans du bois.

Composition interne

Dans l'état actuel des choses, les connaissances sur la composition planétaire de Jupiter sont relativement spéculatives et ne reposent que sur des mesures indirectes. Jupiter serait composé d'un noyau rocheux (silicates et fer) comparativement petit, entouré d'hydrogène en phase métallique (cet état serait liquide, un peu à la manière du mercure. Il est dénommé ainsi car la pression est telle que les atomes d'hydrogène s'ionisent, formant un matériau conducteur), lui-même entouré d'hydrogène liquide, à son tour entouré d'hydrogène gazeux.

Des expériences ayant montré que l'hydrogène ne change pas de phase brusquement (à la différence de l'eau, par exemple), il n'y aurait pas de délimitation claire entre ces différentes phases, ni même de surface à proprement parler; quelques centaines de kilomètres en dessous de la plus haute atmosphère, la pression provoquerait une condensation progressive de l'hydrogène sous forme d'un brouillard de plus en plus dense qui formerait finalement une mer d'hydrogène liquide. Entre 20 000 et 40 000 km de profondeur, l'hydrogène liquide cèderait la place à l'hydrogène métallique de façon similaire.

Les énormes pressions générées par Jupiter provoquent d'énormes températures à l'intérieur de la planète, par un mécanisme de compression gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz). On pense que la température du noyau serait de l'ordre de 20 000 K. Si Jupiter avait été 84 fois plus massive, la température au centre du noyau aurait été suffisante pour qu'il y ait la fusion de l'hydrogène : Jupiter serait devenue une étoile.

En conséquence, Jupiter irradie plus d'énergie qu'il n'en reçoit du soleil et cette température doit certainement causer d'énormes mouvements de convection à l'intérieur des couches liquides et être responsable des mouvements des nuages dans l'atmosphère.

Atmosphère

L'atmosphère de Jupiter est composée d'environ 86 % d'hydrogène et de 14 % d'hélium. Elle contient également des traces de méthane, de vapeur d'eau, d'ammoniac, et de très petites quantités de carbone, d'éthane, de sulfure d'hydrogène, de néon, d'oxygène, d'hydrure de phosphore et de soufre.

Cette composition est supposée très proche de la nébuleuse planétaire qui aurait donné naissance au système solaire.

Saturne a une composition similaire, mais Uranus et Neptune sont constituées de beaucoup moins d'hydrogène et d'hélium.

On pense également que l'atmosphère de Jupiter comporte trois couches de nuages distinctes :

La plus externe, probablement vers 100 km de profondeur, serait formée de nuages de glace d'ammoniac. La suivante, vers 120 km de profondeur, de nuages d'hydrogénosulfure d'ammonium (NH4HS). La dernière, vers 150 km de profondeur, de nuages d'eau et de glace. Ces chiffres proviennent des données sur la condensation de ces composés en fonction de la température, mais l'évolution de la température à l'intérieur de l'atmosphère jovienne n'est pas connue avec précision.

L'atmosphère externe de Jupiter subit une rotation différentielle, remarquée pour la première fois par Jean-Dominique Cassini en 1690. La rotation de l'atmosphère polaire de Jupiter est environ 5 minutes plus longue que celle de l'atmosphère équatoriale. De plus, des bancs de nuages circulent le long de certaines latitudes en direction opposée des vents dominants. Des vents d'une vitesse de 600 km/h ne sont pas exceptionnels. Ce système éolien serait causé par la chaleur interne de la planète. Les interactions entre ces systèmes circulatoires créent des orages et des turbulences locales, telles la Grande Tache Rouge, un large ovale de près de 12 000 km sur 25 000 km d'une stabilité exceptionnelle, puisque déjà observé par Cassini il y a trois siècles. D'autres taches plus petites ont été observées depuis des décennies.

La couche la plus externe de l'atmosphère de Jupiter contient des cristaux de glace d'ammoniac. Les couleurs observées dans les nuages proviendraient des éléments présents en quantité infime dans l'atmosphère, sans que les détails soient là non plus connus.

Anneaux planétaires

Jupiter possède plusieurs anneaux planétaires, très fins, composés de particules de poussières continuellement arrachées aux quatre lunes les plus proches de la planète lors de micro-impacts météoriques, assez intenses du fait de l'intense champ gravitationnel de la planète. Ces anneaux sont en fait tellement fins et sombres qu'ils ne furent découverts que lorsque la sonde Voyager 1 s'approcha de la planète en 1979 :

L'anneau principal, situé entre 122 500 km et 128 940 km du centre de Jupiter et épais de seulement 30 km, est composé de poussières provenant des satellites Adrastée et Métis.
Plus près, entre 92 000 km et 122 500 km du centre de la planète, on trouve un anneau en forme de tore, élargi par le champ magnétique de Jupiter.
Plus loin, vers 181 000 km du centre, se trouve l'anneau des poussières provenant d'Amalthée et vers 222 000 km, celui provenant de Thébé.
Il existe également un anneau externe extrêmement ténu et distant qui tourne autour de Jupiter en sens rétrograde. Son origine est incertaine mais pourrait provenir de poussière interplanétaire capturée. Ces anneaux, à la différence de ceux de Saturne, sont extrêmement sombres, avec un albédo de l'ordre de 0,05.

Ces anneaux sont classés dans trois familles : Halo, Main Ring et Gossammer Rings.

Magnétosphère

Jupiter a une magnétosphère très grande et puissante. Elle provient de la couche d'hydrogène métallique qui, par sa rotation rapide, agit comme une immense dynamo — Jupiter fait un tour sur elle-même en 9h55 seulement. En fait, si l'on pouvait voir son champ magnétique depuis la Terre, il apparaîtrait cinq fois plus grand que la pleine lune dans le ciel, et cela malgré la distance bien plus importante. De fait, la magnétosphère de Jupiter s'étend bien au-delà de l'orbite de Saturne. Le champ est environ 1 220 fois plus grand que celui de la Terre.

Ce champ magnétique capture un grand flux de radiations de particules dans les ceintures de radiation de Jupiter, et provoque un tube de flux de particules et un spectaculaire tore de gaz associé à Io. Ces ceintures de radiations sont un véritable danger pour les sondes spatiales. En effet, toutes les lunes de Jupiter se trouvent à l'intérieur de sa magnétosphère et ceci expliquerait en partie l'activité volcanique sur Io. Des courants électriques de Jupiter vers Io, ainsi que de plus faibles, jusqu'à Europe, ont aussi été observés.

La magnétosphère jovienne permet la formation d'impressionnantes aurores polaires. Les lignes de champ magnétiques entraînent des particules à très haute énergie vers les régions polaires de Jupiter. L'intensité du champ magnétique est 10 fois supérieur à celui de la Terre et en transporte 20 000 fois l'énergie.

La sonde Voyager 1 a révélé que la magnétosphère jovienne était sujette à de rapides variations. Le vent solaire en est responsable. L'onde de choc de la magnétosphère s'étend ainsi jusqu'à 26 millions de km. Des particules à très haute énergie atteignent parfois même l'orbite de la Terre.

Lunes de Jupiter

En 1610, Galileo Galilei découvre les quatre plus importants satellites de Jupiter, les lunes galiléennes. C'était la première observation de lunes autre que celle de la Terre.

En février 2004, on connaissait 63 satellites naturels de Jupiter : 4 grands satellites, 12 autres de taille inférieure mais encore significative, 18 de petite taille (1 à 2 kilomètres de diamètre) et 29 qui ont été découverts récemment, mais pas encore nommés. On peut les classer en quatre grands groupes :

Le groupe interne n'a été découvert que par la mission Voyager, à l'exception d'Amalthée. Tous ces satellites ont un diamètre de moins de 200 km et orbitent à moins de 200 000 km du centre de Jupiter, sur des orbites à peine inclinées, moins d'un demi degré. Il s'agit du groupe d'Amalthée, lequel se compose de Métis, Adrastée, Amalthée et Thébé.
Les 4 satellites galiléens ont été découverts par Galilée en 1610. Ils sont parmi les plus grosses lunes du système solaire. Ganymède est même la plus grosse. Ils orbitent entre 400 000 km et 2 000 000 km : Io, Europe, Ganymède et Callisto.
La petite lune Thémisto forme un groupe à elle seule.
Le groupe d'Himalia, découvert au vingtième siècle mais avant Voyager, comprend cinq lunes de 170 km de diamètre ou moins, orbitant entre 11 000 000 km et 13 000 000 km sur des orbites inclinées de 26° à 29° : Léda, Himalia, Lysithée, Élara et S/2000 J 11.
La petite lune Carpo forme un autre groupe isolé, aux caractéristiques intermédiaires entre le groupe d'Himalia et celui de Pasiphaé.

Il y a trois groupes externes : le groupe de Pasiphaé, le groupe d'Ananké et le groupe de Carmé. Le groupe de Pasiphaé, là encore découvert au vingtième siècle mais avant le programme Voyager, présente des satellites de 60 km de diamètre ou moins, orbitant entre 17 000 000 km et 30 000 000 km sur des orbites rétrogrades inclinées de 145° à 165°. Les plus gros satellites sont Ananké, Carmé, Pasiphaé et Sinopé, mais beaucoup de lunes minuscules ont été découvertes récemment dans cette zone. Ce groupe comptait 48 lunes en 2004.
Les trois groupes de petites lunes pourraient provenir dans chaque cas d'une même origine, peut-être une lune plus grosse ou un corps céleste capturé qui se seraient ensuite brisés.

Les 16 satellites principaux ont été nommés d'après les conquêtes amoureuses de Zeus, le nom grec du dieu Jupiter.

Les orbites d'Io, Europe et Ganymède sont en résonance orbitale. Quand Ganymède tourne une fois autour de Jupiter, Europe tourne exactement deux fois et Io quatre fois. En conséquence, les orbites de ces lunes sont déformées elliptiquement, chacune d'elle recevant en chaque point de son orbite un petit plus gravitationnel de la part des deux autres.

En revanche, les forces de marées de Jupiter tendent à rendre leurs orbites circulaires. Ces deux forces déforment chacune de ces trois lunes quand elles s'approchent de la planète, provoquant un réchauffement de leur noyau. En particulier, Io présente une activité volcanique intense et Europe un remodelage constant de sa surface.

Astéroïdes troyens

En plus de ses lunes, le champ gravitationnel de Jupiter maintient un grand nombre d'astéroïdes situés aux alentours des points de Lagrange L4 et L5 de l'orbite de Jupiter. Il s'agit de petits corps célestes qui ont la même orbite mais sont situés à 60° en avance ou en retard par rapport à Jupiter. Connus sous le nom d'astéroïdes troyens, le premier d'entre eux 588 Achilles a été découvert en 1906 par Max Wolf ; depuis des centaines d'autres troyens ont été découverts, le plus grand étant 624 Hektor.

Histoire

Jupiter est visible à l'œil nu la nuit et est connue depuis l'Antiquité. En janvier 1610, Galilée découvre les quatre satellites qui portent son nom en braquant sa lunette vers la planète. Cette observation des premiers corps tournant autour d'un autre corps que la Terre sera pour lui une indication de la validité de la théorie héliocentrique.

La régularité de la rotation des quatre satellites galiléens sera utilisée fréquemment dans les siècles suivants pour créer des éphémérides, leurs éclipses par la planète elle-même permettant de déterminer l'heure qu'il était. Cette technique sera utilisée un temps pour déterminer la longitude en mer. Ces éphémérides mèneront également à l'une des premières mesures de la vitesse de la lumière, par Ole Christensen Rømer en 1676.

Lors de la dernière moitié du vingtième siècle, un certain nombre de sondes spatiales furent envoyées vers Jupiter, toutes américaines. En décembre 1973, Pioneer 10 passa près de la planète, suivi en décembre 1974 par Pioneer 11. Voyager 1 survola Jupiter en mars 1979 avant Voyager 2 en juillet de la même année.

Entre le 16 juillet et le 22 juillet 1994, l'impact de la comète Shoemaker-Levy 9 sur Jupiter permit de recueillir de nombreuses nouvelles données sur la composition atmosphérique de la planète. Plus de 20 fragments de la comète sont entrés en collision avec l'hémisphère sud de Jupiter, fournissant la première observation directe d'une collision entre deux objets du système solaire. L'événement, qui constitue une première dans l'histoire de l'astronomie, a été suivi par des astronomes du monde entier.

La sonde Galileo explora le système jovien durant 8 années. Elle fut placée en orbite en 1995. Elle lâcha une petite sonde à l'intérieur de l'atmosphère jovienne pour en étudier la composition, et survola à de nombreuses reprises les satellites galiléens, découvrant un océan sur Europe et le volcanisme actif sur Io.

La NASA espère désormais lancer après 2012 une sonde nommée JIMO (pour Jupiter Icy Moon Orbiter) destinée à orbiter autour des lunes glacées de Jupiter.

Observation

À l'œil nu, Jupiter a l'aspect d'une étoile blanche très brillante, puisque de par son albédo élevé, son éclat de magnitude atteint les -2,7. Le fait que sa lumière ne scintille pas indique qu'il s'agit d'une planète. Pour savoir à coup sûr que c'est Jupiter, il faut constater que Jupiter est plus brillant que toutes les étoiles : il est visible sans peine. Jupiter a, certes, un aspect similaire à celui de Vénus, mais cette autre planète ne se voit que quelque temps avant le lever du Soleil ou quelque temps après son coucher et est bien plus éclatante - c'est sans doute pour cette raison que les anciens lui ont donné le nom de la déesse de la beauté. La consultation d'une carte du ciel à jour permet de lever toute ambiguïté.

La planète est intéressante à observer du fait qu'elle dévoile nombre de détails dans une petite lunette. Comme l'a fait Galilée en 1610, on peut découvrir quatre petits points blancs qui sont les satellites galiléens mentionnés antérieurement. Du fait qu'ils tournent tous assez vite autour de la planète, il est aisé de suivre leurs révolutions : on constate que, d'une nuit à l'autre, Io fait presque un tour complet. On peut les voir passer dans l'ombre de la planète puis réapparaître. C'est en observant ce mouvement que Roëmer a montré que la lumière voyageait à une vitesse finie. On peut aussi observer la structure des couches gazeuses supérieures de la planète géante. Les bandes nuageuses apparaissent alors parallèles et offrent un spectacle intéressant, mais elles ne deviennent évidentes que lorsque les yeux se sont habitués à l'observation de ces nuances, probablement après quelques semaines.

Un télescope de 25 cm permet d'observer la grande tache rouge et un télescope de 50 cm, plus difficile à trouver sur le marché, permet d'en découvrir toutes les nuances. Cette dernière possibilité est réservée aux amateurs fortunés et aux professionnels, en raison du prix élevé d'un instrument de ce diamètre.

Une autre caractéristique intéressante de Jupiter est qu'il est la planète dont la rotation sur son axe est la plus rapide, avec une durée de 10 heures. Ceci cause un aplanissement de la planète, également observable au télescope.

La Grande tache rouge

Jupiter possède un énorme cyclone à sa surface, la fameuse grande tache rouge. Elle a été découverte par Cassini en 1690. Ce cyclone mesure 12 000 x 25 000 km ; on pourrait y faire entrer deux planètes Terre.

Outre sa taille gigantesque, sa durée de vie reste inexpliquée. En effet, un simple cyclone devrait évoluer dans le temps et éventuellement disparaître complètement, alors qu'en trois siècles d'observation, la tache n'a que très peu changé. Le mécanisme à son origine reste une énigme scientifique.

La planète Mercure

2007-04-27T04:50:00.001-07:00

Mercure est la première planète du système solaire en partant du Soleil et la huitième en taille. Elle est de type tellurique comme la Terre, et doit son nom au dieu romain Mercure. Elle ne possède aucun satellite naturel. Sa magnitude apparente varie entre -0,4 et 5,5. Mercure est une planète difficile à observer, du fait de sa proche distance au Soleil. Elle n'est d'ailleurs observable qu'au lever et au coucher de celui-ci.

Mercure est encore une planète mystérieuse puisque seulement 40–45% de sa surface est connue. À ce jour, seule la sonde Mariner 10 (1974–1975) a survolé la planète — par 3 fois. À chaque survol, Mercure présentait la même face au Soleil, c'est pourquoi la planète n'a pu être totalement cartographiée par la sonde.

Mercure dans l'Antiquité

Mercure est connue depuis que les hommes s'intéressent au ciel nocturne ; la première civilisation à en avoir laissé des traces écrites est la civilisation sumérienne (IIIe millénaire av. J.-C.) qui la nommait « Ubu-idim-gud-ud », mais elle était probablement connue depuis bien avant. Les Sumériens avaient remarqué un point lumineux qui se déplaçait près de l'horizon et qui était le plus facilement observable juste avant le lever et après le coucher du Soleil.

Les premiers écrits d'observations détaillées de Mercure nous viennent des Babyloniens. Les Babyloniens donnaient à cet astre qu'ils associaient au dieu Nebo, le nom de « gu-ad » ou « gu-utu ». Ils sont également les premiers à avoir étudié le mouvement apparent de Mercure, qui est différent de celui des autres planètes.

Les astronomes chinois avaient également remarqué cette planète qu'ils nommaient « Shui xing », tandis que les Égyptiens (qui lui ont donné le nom de « Sabkou ») l'associaient à Djéhouty (connu des Grecs sous le nom de Thot), dieu de la sagesse.

Les Grecs quant à eux lui avaient assigné deux noms : Apollon lorsqu'elle était visible à l'aube et Hermès lorsqu'elle était visible au crépuscule ; bien qu'ils sussent — grâce à Pythagore — qu'il s'agissait du même astre. L'astronome Héraclite suggéra même que Mercure et Vénus pouvaient tourner autour du Soleil et non pas autour de la Terre, alors que le modèle du système solaire était encore à l'époque celui du géocentrisme.

C'est des Romains que nous vient le nom de « Mercure », qui correspondait à Hermès pour les Grecs, messager des dieux, dieu du commerce, du voyage et des voleurs. L'association de la planète au dieu Mercure vient probablement du fait que la planète se déplace rapidement dans le ciel, rappelant la célérité de la divinité gréco-romaine. Le symbole astronomique de Mercure est un cercle posé sur une croix et portant un demi-cercle en forme de cornes (Unicode : ☿). C'est une représentation du caducée du dieu Hermès. Mercure laissa également son nom au troisième jour de la semaine, mercredi (« mercure-di »).

Atmosphère

L'atmosphère de Mercure est quasi-inexistante ; on n'en décèle que quelques traces. Elle est extrêmement mince à cause de la chaleur et de la faible gravité de la planète, à tel point que les molécules de gaz de l'atmosphère entrent plus souvent en collision avec la surface de la planète qu'avec d'autres molécules de gaz. Il est d'ailleurs plus approprié de parler de l'exosphère de Mercure que de son « atmosphère ». Dans la plupart des cas, on peut la négliger et considérer Mercure comme privée d'air.

Cette atmosphère est principalement composée de potassium (31 %), de sodium (25 %) et d'oxygène (9,5 %).

Mariner 10 mit en évidence une ionosphère d'au plus un cent-millième de celle de la Terre.

Le vent solaire et le dégazage du sol (d'argon et de néon) permettent de mesurer une très faible pression de 2×10-9 mbars.

Les atomes composant l'atmosphère de Mercure sont continuellement libérés dans l'espace, avec une « durée de vie » moyenne d'un atome de potassium (ou de sodium) d'environ trois heures durant le jour mercurien, et seulement la moitié — soit une heure trente — lorsque la planète est au périhélie, c'est-à-dire au plus proche du Soleil. Ils sont cependant constamment renouvelés par divers mécanismes. Les particules chargées du vent solaire sont l'une des sources probables de ce renouvellement. La magnétosphère, bien que faible, permet de capturer des atomes et de les envoyer vers la surface Mercure et de participer à ce recyclage.

Les impacts météoritiques qui éjectent des particules arrachées à la surface de la planète, contribuent aussi à la formation de cette mince atmosphère. Ces météorites apportent elles-mêmes de la matière et pourraient d'ailleurs être la source du potassium et du sodium détectés dans l'atmosphère.

Il existe d'autres mécanismes encore, comme l'évaporation de la glace ou le dégazage.

Température et lumière du Soleil

Mercure est une planète très chaude. La température moyenne à la surface est 452 K (179°C), mais elle peut varier de 90 K (-183°C), pour les portions à l'ombre, à 700 K (427°C) pour les régions exposées au rayonnement solaire. Par comparaison, la température sur Terre varie seulement d'environ 11 K (sans tenir compte du climat ou des saisons, uniquement le rayonnement solaire).

Depuis sa surface, le soleil apparaît quatre fois plus gros que sur Terre, et sa lumière est 8,9 fois plus intense avec un flux de rayonnement solaire de 9126,6 W/m².

Surface

La surface de Mercure est couverte de cratères. La planète ressemble beaucoup en apparence à la Lune, ne présentant a priori aucun signe d'activité interne. Pour les astronomes, ces cratères sont très anciens et racontent l'histoire de la formation du système solaire, lorsque les planétésimaux entraient en collision avec les jeunes planètes pour fusionner avec elles. Par opposition, certaines portions de la surface de Mercure semblent lisses, vierges de tout impact. Il s'agit probablement de coulées de lave recouvrant un sol plus ancien et plus marqué par les impacts. La lave, une fois refroidie, donnerait lieu à une surface lisse. Ces plaines datent d'un âge plus récent, postérieur à la période de bombardements intenses.

Le plus remarquable de ces cratères (du moins, sur la portion qui a pu être photographiée) est le Bassin Caloris, un impact météoritique d'un diamètre d'environ 1300 km et qui fut formé après la chute d'un astéroïde d'une taille avoisinant les 150 km il y a près de 3,85 milliards d'années. Son nom (« Caloris », chaleur en latin) vient du fait qu'il est situé sur l'un des deux « pôles chauds » de la surface de Mercure qui fait directement face au Soleil lorsque la planète est au plus proche de celui-ci. Les cratères d'un diamètre supérieur à 200 m sont appelés « bassins ». Il s'agit d'une grande dépression circulaire avec des anneaux concentriques. Plus tard, de la lave a certainement coulé dans le cratère et a lissé sa surface. Seule la partie est du bassin a pu être photographiée par la sonde Mariner 10, la partie ouest étant plongée dans l'ombre au moment du survol de Mercure.

De l'autre côté du bassin se trouve une région très accidentée, de la taille de la France et de l'Allemagne réunies, formée de blocs rocheux désordonnés. Les scientifiques pensent que ces fractures sont le résultat du choc qui produisit le Bassin Caloris. Les ondes de choc produites par l'impact météoritique ont déformé la face opposée, soulevant le sol à une hauteur de 800 m à 1000 m et déformant la surface de Mercure, produisant cette région chaotique.

Par ailleurs, les photographies prises par Mariner 10 révèlent la présence d'escarpements lobés dus à une contraction de la planète lors de son refroidissement. Ce refroidissement entraîna une diminution du rayon de la planète d'environ 2 km, produisant des cassures dans la croûte pour former des crêtes et des plis. Ces escarpements traversent les cratères, les montagnes et les vallées et peuvent atteindre une longueur de 500 km. Certaines crêtes atteignent des hauteurs d'environ 4 km. L'ancienneté de ces escarpements montre que la planète n'a pas connu d'activité tectonique depuis son jeune âge.

Les différentes caractéristiques de la surface de Mercure sont :

Les cratères — voir liste des cratères de Mercure.
Les Albedos (régions marquées par une réflexion plus forte ou plus faible) — voir liste des albedos de Mercure.
Les Dorsa (crête) — voir liste des crêtes de Mercure.
Les Montes (montagnes) — voir liste des monts de Mercure.
Les Planitiae (plaines) — voir liste des plaines de Mercure.
Les Rupes (escarpements) — voir liste des escarpements de Mercure.
Les Valles (vallées) — voir liste des vallées de Mercure.

D'anciennes activités volcaniques

La présence de plaines plus jeunes (les plaines lisses) est la preuve que Mercure a connu dans son passé de l'activité volcanique. L'origine de ces plaines a été mise en évidence à la fin des années 1990 par Mark Robinson et Paul Lucey en étudiant les photographies de Mercure. Le principe était de comparer les surfaces lisses — formées à partir de coulées de laves — avec les autres, non lisses (et plus anciennes). S'il s'agissait bien d'éruptions volcaniques, ces régions devaient être d'une composition différente de celle qu'elles recouvraient, puisque composée de matériaux venant de l'intérieur de la planète.

Les images prises par Mariner 10 ont d'abord été recalibrées à partir d'images prises en laboratoire avant le lancement de la sonde, et d'images prises durant la mission des nuages de Vénus (Vénus présente une texture plutôt uniforme) et de l'espace profond. Robinson et Lucey ont ensuite étudié divers échantillons de la Lune — qui aurait connu une activité volcanique similaire — notamment la réflexion de la lumière afin de faire un parallèle entre la composition et la réflexion de ces matériaux.

À l'aide de techniques avancées de traitement d'images numériques (qui n'étaient pas possibles à l'époque de la mission Mariner 10), ils ont appliqué un code de couleurs aux images afin de différencier les matériaux minéraux sombres des matériaux métalliques. Trois couleurs ont été utilisées : le rouge pour caractériser les minéraux opaques, sombres (plus le rouge est prononcé, moins il y a de minéraux sombres) ; le vert pour caractériser à la fois la concentration d'oxyde de fer (FeO) et l'intensité du bombardement de micrométéorites, également appelé « maturité » (la présence de FeO est moins importante, ou la région est moins mature, sur les portions plus vertes) ; le bleu pour caractériser le rapport UV/lumière visible (l'intensité de bleu augmente avec le rapport). La combinaison des trois images donne des couleurs intermédiaires. Par exemple, une zone en jaune peut représenter une combinaison d'une forte concentration en minéraux opaques (rouge) et une maturité intermédiaire (vert).

Robinson et Lucey ont alors remarqué que les plaines étaient marquées de couleurs différentes par rapport aux cratères et ont pu en déduire que ces plaines étaient de composition différente par rapport aux surfaces plus anciennes (caractérisées par la présence de cratères). Ces plaines ont dû, à l'instar de la Lune, être formée par des coulées de lave. De nouvelles questions se posent alors quant à la nature de ces remontées de roche en fusion : s'agit-il de simples épanchements fluides, ou d'éruptions explosives ? Cependant, toutes les plaines n'ont peut-être pas pour origine des coulées de lave. Il est possible que certaines se soient formées à partir de retombées de poussières et de fragments du sol, éjectés lors de gros impacts météoritiques.

Certaines éruptions volcaniques ont pu se produire suite à de grosses collisions. Dans le cas du Bassin Caloris, le cratère généré par l'impact devait avoir à l'origine une profondeur de 130 km, atteignant probablement le manteau qui a dû entrer partiellement en fusion lors du choc (pression et température très importantes). Le manteau est ensuite remonté lors du réajustement du sol, comblant le cratère.

Ainsi, sachant qu'une partie de la surface de Mercure provient de son intérieur, les scientifiques ont pu en apprendre plus sur la composition interne de la planète.

Composition interne

La planète possède un noyau métallique relativement gros, plus gros que celui de la Terre en proportions. La composition interne est de 70% de métaux (principalement dans le noyau) et 30% de silicate (manteau). La densité moyenne est de 5,430 g/cm³, ce qui est comparable à la densité terrestre (5,515 g/cm³). À partir d'observations depuis la Terre, les astronomes savaient avant même d'envoyer Mariner 10 que Mercure était à peu près aussi dense que la Terre. En revanche, ils ne s'attendaient pas à ce que la croûte de Mercure soit d'une si faible densité, d'après les mesures effectuées par la sonde américaine. Ces résultats indiquent que Mercure possède un énorme noyau métallique occupant 42% du volume planétaire, avec un rayon de 75% de celui de la planète. En comparaison, le noyau de la Terre, lui, ne remplit que 17% de son volume. Ceci implique que Mercure possède — en proportions — une quantité de fer deux fois plus importante que tout autre objet du système solaire. C'est la raison pour laquelle on la surnomme parfois « la planète métallique ».

La raison pour laquelle Mercure possède un noyau si gros est encore inconnue et l'un des objectifs principaux des prochaines missions vers Mercure est d'étudier et comprendre la structure interne de la planète. Une réponse qui pourra nous en apprendre beaucoup sur la formation du système solaire.

Cet énorme noyau est recouvert d'un manteau de silicate d'une épaisseur de 500 à 600 km, puis d'une croûte. L'étude du spectre de la planète montre que la surface semble pauvre en métaux, ce qui intrigue les scientifiques. Sur Terre, le fer est abondant en surface. Cet élément est même présent dans chaque couche de la planète. Mercure a dû connaître un processus différent lors de sa formation.

Du fait de son important noyau ferreux et de son importante densité, Mercure est une planète très massive pour sa petite taille. Par comparaison, Ganymède, un satellite de Jupiter, est légèrement plus grande que Mercure pour une masse deux fois plus petite !

La rotation de Mercure

Alors qu'il étudiait Mercure afin d'en dresser une première carte, Schiaparelli avait remarqué après plusieurs années d'observation que la planète présentait toujours la même face au Soleil, comme la Lune le fait avec la Terre. Il en conclut alors en 1889 que Mercure était synchronisée par effet de marée avec le Soleil et que le jour mercurien équivalait à une année mercurienne, soit 88 jours terrestres. Cette durée était cependant erronée et il fallut attendre les années 1960 avant que les astronomes ne la revoient à la baisse.

En 1962, des observations par radar à effet Doppler ont été effectuées par le radiotélescope d'Arecibo sur Mercure afin d'en apprendre plus sur la planète et de vérifier si la période de rotation était bien égale à la période de révolution. Les températures relevées du côté de la planète censé être toujours exposé à l'ombre étaient trop importantes, ce qui suggéra que cette face sombre était parfois exposée au Soleil. En 1965, les résultats obtenus par Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce révèlent que la période de rotation de Mercure est en fait de 59 jours terrestres, avec une incertitude de 5 jours. Cette période sera ajustée plus tard, en 1971, à 58,65 jours à ±0,25 jours grâce à des mesures plus précises — toujours par radar — effectuées par R.M. Goldstein. Trois ans plus tard, La sonde Mariner 10 apportera une meilleure précision, mesurant la période de rotation à 58,646±0,005 jours. Il se trouve que cette période est exactement égale aux 2/3 de la révolution de Mercure autour du soleil ; ce qu'on appelle une résonance 3:2. En comparaison avec la Terre, Mercure tourne 59 fois moins vite sur elle-même que notre planète. Mercure ne présente donc pas toujours la même face au Soleil. L'erreur de Schiaparelli était due au fait que la période de rotation réelle de Mercure est presque exactement la moitié de la période synodique de Mercure (c'est-à-dire le temps mis par Mercure pour revenir à la même configuration Terre–Mercure–Soleil) par rapport à la Terre.

Pour garder une telle période de rotation en étant aussi proche du soleil, Mercure dispose d'une orbite elliptique inclinée de 3,4° (par rapport à l'équateur solaire), ainsi qu'une forte excentricité — 0,2 — ce qui en fait la planète la plus excentrique après Pluton. La raison pour laquelle les astronomes pensaient que Mercure était verrouillée avec le Soleil est qu'à chaque fois que Mercure était la mieux placée pour être observée, elle se trouvait toujours au même point sur son orbite (en résonance 3:2), présentant ainsi la même face à chaque fois ; ce qui serait aussi le cas si elle était totalement synchronisée avec le Soleil. Cette erreur peut être imputée à la difficulté d'observation de la planète avec les moyens de l'époque.

Il est cependant possible que par le passé, Mercure ait connu une période de rotation beaucoup plus rapide. Certains scientifiques avancent cette période jusqu'à 8 heures. Elle aurait progressivement diminué à cause des forces de marée engendrées par le Soleil sur Mercure. D'après les calculs, ce ralentissement de 8 heures à 58,65 jours se serait déroulé sur une période d'un milliard d'années, ce qui implique également un accroissement de la température intérieure de la planète de 100 K.

En raison de sa résonance 3:2, bien qu'une journée sidérale (la période de rotation) dure environ 58,7 jours terrestres, le jour solaire (durée entre deux retours successifs du Soleil au méridien local) dure 176 jours terrestres, c'est-à-dire deux années mercuriennes.

Il en résulte une journée mercurienne plutôt « étrange » pour un observateur qui serait situé à la surface de Mercure. À certains endroits, celui-ci verra le Soleil se lever deux fois dans une même journée ! Ce phénomène s'explique par la variation de la vitesse orbitale de Mercure. Quatre jours avant le périhélie, la vitesse orbitale de Mercure est exactement égale à sa vitesse de rotation ; le mouvement du Soleil — qui était en train de se lever — semble s'arrêter. Puis au périhélie, la vitesse orbitale de Mercure excède sa vitesse de rotation et le Soleil semble alors avoir un mouvement rétrograde ; il apparaît retourner là d'où il vient, traversant le ciel d'ouest en est, durant environ quatre jours, avant de reprendre un mouvement apparent normal, c'est-à-dire se déplaçant d'est en ouest.

L'orbite de Mercure

Mercure a une orbite très excentrique qui fait varier son rayon de 46 à 70 millions de kilomètres. L'orbite de Mercure connaît une très lente précession du périhélie autour du Soleil. En d'autres termes, son orbite est elle-même en rotation autour du Soleil. Toutes les planètes connaissent une précession, causée par l'influence gravitationnelle des autres corps du système solaire, et celle-ci s'explique par la mécanique newtonienne pour chacune d'elles, sauf Mercure. En effet, Mercure connaît une précession légèrement plus rapide que celle à laquelle on peut s'attendre en appliquant les lois de la mécanique céleste, et se trouve en avance d'environ 43 secondes d'arc par siècle.

Les astronomes ont donc, dans un premier temps, pensé à la présence d'un ou plusieurs corps entre le Soleil et l'orbite de Mercure, dont l'interaction gravitationnelle perturberait le mouvement de Mercure. L'astronome français Urbain Le Verrier — qui avait découvert en 1846 la planète Neptune à partir d'anomalies dans l'orbite d'Uranus — se pencha sur le problème et suggéra la présence d'une seconde ceinture d'astéroïdes entre le Soleil et Mercure. Des calculs effectués en prenant compte l'influence gravitationnelle de ces corps devaient alors concorder avec la précession observée.

Le 28 mars 1859, Le Verrier fut contacté par le médecin français Lescarbault à propos d'une tache noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui était probablement, d'après lui, une planète intramercurienne. Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma Vulcain — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il conclut que Vulcain tournait autour du Soleil en 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,14 ua. Il en déduit également un diamètre d'environ 2000 km et une masse d'un dix-septième de celle de Mercure. Cette masse était cependant bien trop faible pour expliquer les anomalies, mais Vulcain était une bonne candidate au corps le plus gros de cette hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à Mercure.

Le Verrier profita alors de l'éclipse de Soleil de 1860 pour mobiliser tous les astronomes français afin de repérer Vulcain, mais personne ne put la trouver. Le Verrier resta cependant confiant après que le professeur Wolf, du Centre de données des taches solaires à Zurich, ait observé sur le Soleil deux douzaines de taches suspectes. La planète fut recherchée pendant des décennies ; certains astronomes attestèrent l'avoir vue passer devant le Soleil, parfois plusieurs dirent l'avoir repéré mais à des endroits différents.

Finalement, la réponse vint en 1916 avec la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein. En appliquant la relativité générale au mouvement de Mercure, on en arrive à la précession mesurée, et il n'y a plus d'anomalies. L'analyse de photographies prises durant une éclipse en 1929 n'apporta aucun signe de la présence de Vulcain. Pourtant en 1970 et 1971, certains chercheurs pensaient avoir trouvé la planète en question, mais il ne s'agissait certainement que de comètes qui sont passées près du Soleil, voire qui sont entrées en collision avec lui. Les multiples taches observées par les astronomes étaient sans doute des astéroïdes proches de la Terre, alors inconnus à l'époque.

Par ailleurs, des recherches ont révélé que l'excentricité de l'orbite de Mercure variait chaotiquement de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de 0,45 sur plusieurs millions d'années. C'est ce qui pourrait expliquer la résonance 3:2 de la rotation de Mercure (plutôt que 1:1), car on s'attend plutôt à rencontrer cet état pendant une période où l'orbite a une forte excentricité.

Champ magnétique

Révélée par la sonde Mariner 10 lors de sa première approche, en mars 1974, la présence d'un champ magnétique surprit les astronomes qui pensaient jusque-là que Mercure était dépourvue de toute magnétosphère. Vingt minutes avant de survoler la planète au plus près, les magnétomètres de Mariner 10 détectèrent l'onde de choc d'étrave produite par la collision de ce champ avec celui du Soleil et le mesurèrent à 1 µT, ce qui représente un peu moins d'un soixantième du champ magnétique terrestre.

La source du champ magnétique, encore incertaine, a été déterminée durant un second passage de Mariner 10 comme étant intrinsèque à Mercure, et non pas provoquée par l'action des vents solaires. Avant la mission Mariner 10, les astronomes ne pensaient pas que Mercure possédait un champ magnétique du fait de sa vitesse de rotation — trop lente pour pouvoir l'engendrer par effet dynamo — et de sa petite taille — qui laissait penser que le noyau de Mercure s'était solidifié depuis longtemps. Il fallut donc admettre que ce noyau est partiellement fondu et connaît des mouvements de convection qui seraient à l'origine de ce champ. Néanmoins, les estimations récentes suggèrent que le noyau de Mercure n'est pas assez chaud pour que le fer–nickel soit présent sous forme liquide. En revanche, il est possible que d'autres matériaux ayant un point de fusion plus bas, comme le soufre, en soient responsables. Il se peut également que le champ magnétique de Mercure soit le reste d'un ancien effet dynamo qui a maintenant cessé, devenu « figé » dans les matériaux magnétiques solidifiés du noyau (la période de rotation ayant pu être beaucoup plus courte par le passé).

Par ailleurs, le champ magnétique de Mercure est une version réduite du champ magnétique terrestre. Norman Ness, qui était alors chargé de l'étude du champ magnétique, put prédire — en supposant d'avance qu'il s'agissait d'une version réduite du champ terrestre — les moments précis où la sonde traverserait l'onde de choc, la magnétopause ainsi que la zone où le champ est maximal. Ces prédictions concordaient avec les mesures relevées par les instruments de Mariner 10. Des expériences menées par la sonde ont montré que, tout comme celle de la Terre, la magnétosphère de Mercure possède une queue séparée en deux par une couche neutre.

La haute métallicité de Mercure

La proportion en fer de Mercure — proportion plus importante que celle de tout autre objet du système solaire — intrigue toujours les astronomes. La réponse à cette question permettrait certainement d'en apprendre beaucoup sur la nébuleuse solaire primitive et les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Trois hypothèses ont été proposées pour expliquer la haute métallicité de Mercure et son noyau gigantesque.

L'une d'entre elles suggère que Mercure avait à l'origine un rapport métal–silicate semblable à celui des chondrites et une masse d'environ 2,25 fois la masse courante. Tôt dans l'histoire du système solaire, Mercure aurait été frappée par un planétésimal d'environ 1/6 de cette masse. L'impact aurait arraché à la planète une grande partie de sa croûte et de son manteau, ne laissant derrière que le noyau (métallique) et un mince manteau. Une hypothèse similaire a été proposée pour expliquer la formation de la Lune.

Une seconde hypothèse propose que le taux d'éléments lourds, comme le fer, présent dans la nébuleuse solaire était plus important au voisinage du Soleil, voire que ces éléments lourds étaient distribués graduellement autour du Soleil (plus on s'en éloignait, moins il y avait d'éléments lourds). Mercure, proche du Soleil, aurait donc amassé plus de matériaux lourds que les autres planètes pour former son noyau.

Alternativement, Mercure aurait pu s'être formée très tôt dans l'histoire, avant même que l'énergie dégagée par le Soleil ne se soit stabilisée. Mercure aurait eu à sa formation le double de sa masse courante, mais à mesure que la proto-étoile se contractait, la température aux alentours de Mercure augmentait et aurait pu atteindre 2500–3500 K, voire 10 000 K. À de telles températures, une grande partie de la surface de Mercure aurait été vaporisée, formant une atmosphère de « vapeurs rocheuses », qui aurait été ensuite transportée ailleurs par les vents solaires. Une hypothèse similaire propose que les couches extérieures de Mercure aient été érodées par les vents solaires, durant une plus longue période.

De la glace sur Mercure

Des observations radar faites en 1991 à partir du radiotélescope d'Arecibo et de l'antenne de Goldstone indiquent la présence de glace d'eau aux pôles Nord et Sud de Mercure. Celle-ci est caractérisée par des zones à réflexion radar élevée et une signature fortement dépolarisée, contrairement à la réflexion radar typique du silicate, constituant la majeure partie de la surface de Mercure. Une vingtaine d'anomalies de ce type ont été observées.

Les résultats obtenus avec le radiotélescope d'Arecibo montrent que ces réflexions radar sont concentrées dans des taches circulaires de la taille d'un cratère. D'après les images prises par Mariner 10, la plus grosse d'entre-elles, au pôle Sud, semble coïncider avec le cratère Chao Meng-Fu. D'autres, plus petites, correspondent également à des cratères bien identifiés. La corrélation est cependant impossible à faire pour le pôle Nord, puisque non cartographié. On pense que de la glace repose au fond de ces cratères.

La présence de glace sur Mercure peut surprendre ; les températures régnant à la surface de la planète peuvent atteindre 430°C, notamment aux « pôles chauds » — régions les plus exposées au Soleil, lorsque Mercure est au plus proche de celui-ci. Cependant, certains cratères présents aux pôles peuvent ne jamais être exposés aux rayons du Soleil, et donc plongés dans une obscurité permanente. Des études ont montré que la température au niveau de ces cratères n'excède pas 102 K. Certaines surfaces plates, même au niveau des pôles toujours, seraient soumises à des températures inférieures à 167 K. Exposée à de telles conditions, l'eau peut rester sous forme de glace.

Deux sources probables de glace sont envisagées : le bombardement météoritique et le dégazage du sol. Les météorites frappant la planète ont pu apporter de l'eau qui serait restée piégée (gelée par les basses températures des pôles) aux endroits où se sont produits les impacts. De même pour les dégazages ; certaines molécules ont pu migrer vers les pôles et s'y retrouver piégées.

L'hypothétique lune de Mercure

Le 27 mars 1974, alors que Mariner 10 s'apprêtait à effectuer, deux jours après, son premier survol de la planète, des anomalies dans les UV extrêmes ont été enregistrées par un des instruments de la sonde, caractérisant un objet « qui n'était pas censé se trouver là ». Puis, elles ont disparu le jour suivant pour apparaître de nouveau trois jours après. Les astronomes ont d'abord pensé à une étoile, mais l'objet avait été vu dans deux directions différentes et les longueurs d'onde de ces UV laissaient penser qu'il s'agissait d'un objet beaucoup plus proche. C'est alors qu'on a cru à la découverte d'un satellite naturel autour de Mercure, d'autant plus que l'objet se déplaçait à une vitesse de 4 km/s, ce qui était plutôt cohérent avec la vitesse d'un satellite ou d'une lune. Mariner 10 devait alors étudier plus en détails ce corps qui s'avéra finalement être une étoile chaude, 31 Cratéris, dont les rayons UV n'avaient pas été entièrement absorbés par le milieu interstellaire comme on le pensait. Ceux-ci provenaient de la Gum, s'étendant sur 140° du ciel nocturne et émis à 54 nm.

Transit de Mercure

Le transit de Mercure peut se produire en mai ou en novembre lorsque Mercure se situe entre la Terre et le Soleil. La fréquence de ces transits est de 13 ou 14 par siècle. Le prochain se déroulera le 8 novembre 2006. Voir l'article détaillé : transit de Mercure.

Histoire géologique

L'évolution géologique de Mercure peut être divisée en cinq grandes périodes ou époques.

La première s'étend du tout début de l'histoire du système solaire à la période de bombardements intenses. La nébuleuse solaire primitive s'est condensée et a commencé à former de la matière solide ; d'abord de petite masse qui à force de s'accumuler (processus d'accrétion) a produit des corps de plus en plus gros, ayant une force d'attraction de plus en plus importante, jusqu'à former la principale masse de Mercure. La nature homogène ou hétérogène de cette accumulation de matière reste encore inconnue : on ne sait pas si Mercure s'est formée à partir d'un mélange de fer et de silicate qui se sont ensuite dissocié pour former séparément un noyau métallique et un manteau de silicate, ou si le noyau s'est formé en premier, à partir de métaux, puis le manteau et la croûte ne sont venus qu'après, lorsque les éléments lourds comme le fer sont devenus moins abondants aux environs de Mercure.

Il y a peu de chance pour que Mercure ait possédé une atmosphère initiale (juste après l'accumulation de matière), ou alors elle s'est évaporée très tôt avant l'apparition des plus anciens cratères. Si Mercure avait eu une atmosphère, on aurait pu remarquer une érosion des cratères par les vents, comme sur Mars.

La seconde période est caractérisée par un fort bombardement météoritique par des corps relativement gros (des résidus du processus d'accrétion), couvrant la surface de Mercure par des cratères et des bassins (cratères larges de plus de 200 km de diamètre), et se termine à la formation du bassin Caloris. Il n'est pas certain que cette période soit la phase terminale de l'accrétion de Mercure ; il est possible qu'il ne s'agisse que d'un second épisode de bombardement indépendant de cette accumulation. Les escarpements présents majoritairement dans les régions « inter-cratères » (qui sont des surfaces plus anciennes que les cratères) et qui traversent parfois certains des plus vieux cratères, montrent que le refroidissement du noyau et la contraction de la planète se sont produits entre la fin de la première période et le début de la seconde.

La formation du bassin Caloris marque la séparation entre la seconde et la troisième période. L'impact météoritique a donné lieu à de fortes transformations de la surface de Mercure : la création de l'anneau montagneux Caloris Montes autour du cratère produit par l'impact et les déformations chaotiques de l'autre côté de la planète. Cet évènement s'est produit il y a environ 3,8 milliards d'années.

La quatrième époque géologique de Mercure débute après la collision donnant lieu au bassin Caloris et couvre la période de volcanisme qui s'ensuivit. Des coulées de lave ont formé une partie des grandes plaines lisses, grossièrement similaire aux maria lunaires. Cependant, les plaines lisses recouvrant le bassin Caloris (Suisei, Odin, et Tir Planitia) auraient été formées par des éjectas lors de l'impact Caloris. On estime que cette période s'est déroulée il y a entre 4 et 3 milliards d'années.

La dernière époque s'étend d'il y a 3 milliards d'années à aujourd'hui. Hormis de petits impacts météoritiques, peu d'évènements se sont produit sur Mercure durant cette période.

Il existe une autre chronologie semblable, découpée en cinq époques également : Pré-Tolstoïen (de la formation au refroidissement du noyau — il y a 4,5 à 3,97 milliards d'années), Tolstoïen (formation du bassin Tolstoj et des plaines lisses par coulées de lave — 3,97 à 3,77 milliards d'années), Calorien (impact du bassin Caloris et fin du bombardement intense — 3,77 à 3,5 milliards d'années), Mansurien (3,5 à 1 milliards d'années) et Kuiperien (depuis 1 milliard d'années à aujourd'hui). Ici, la période de volcanisme qui produisit une partie des plaines lisses est placée avant l'impact Caloris.

Ce qu'il faut savoir sur la lune

2007-04-27T04:48:00.000-07:00

On appelle lune tout satellite naturel d'une planète, mais la Lune, avec un L majuscule, désigne le seul satellite naturel de la Terre. Par sa visibilité et ses excentricités, la Lune a toujours constitué un sujet d'intérêt pour les humains. Avec la Terre, elle est le seul astre que l'Homme a pu explorer en personne.

Caractéristiques physiques

La distance moyenne entre la Lune et la Terre est de 384 403 km. Le diamètre de la Lune est de 3 476 km. On peut considérer la Terre et la Lune comme une planète double, l'influence gravitationnelle du Soleil étant comparable à leur interaction mutuelle. Elles tournent autour de leur centre de masse commun, le barycentre du système double. Comme ce dernier se trouve à l'intérieur de la Terre, à environ 4 700 kilomètres de son centre, le mouvement de la Terre est généralement décrit comme une « oscillation ». Vues de leur pôle Nord, la Terre et la Lune tournent sur elles-mêmes, la Lune tourne autour de la Terre et cette dernière tourne autour du Soleil, tous ces mouvements s'effectuant dans le sens anti-horaire (contraire à celui des aiguilles d'une montre).

La période de rotation de la Lune est la même que sa période orbitale et elle présente donc toujours la même face à un observateur terrestre. Cette rotation synchrone résulte des frottements qu'a entraînés la marée de la Terre sur la Lune qui ont progressivement amené la Lune à ralentir sa rotation sur elle-même, jusqu'à ce que la période de ce mouvement coïncide avec celle de la révolution de la Lune autour de la Terre. De la même manière, la rotation de la Terre continue de ralentir pour correspondre à la période orbitale de la Lune et la durée du jour allonge d'environ 15 µs par an. Le moment cinétique devant se conserver, la Lune s'éloigne de la Terre de 3,8 cm par année.

Les points où l'orbite de la Lune croise l'écliptique s'appellent les « nœuds » lunaires : le septentrional (ou ascendant) est celui où la Lune passe vers le nord de l'écliptique et le méridional (ou descendant) est celui où elle passe vers le sud.

Les variations de l'inclinaison du plan de l'orbite lunaire et de l'inclinaison de son axe de rotation listées dans le tableau peuvent sembler étranges, mais c'est un simple problème de référentiel. Normalement, ces inclinaisons sont mesurées par rapport au plan équatorial de la primaire et au plan orbital du satellite, respectivement ; dans le cas de la Lune, cela donne un résultat variable car la Lune est physiquement liée au plan orbital terrestre plus qu'aux plans susmentionnés.

Le plan de l'orbite lunaire maintient une inclinaison de 5,145 396º par rapport à l'écliptique (le plan orbital de la Terre), tandis que l'axe de rotation lunaire est incliné de 1,5424º par rapport à la normale à ce même plan. Le plan précesse rapidement (i.e. son intersection avec l'écliptique tourne dans le sens horaire), en 6793,5 jours (18,5996 années), à cause de l'influence gravitationnelle du Soleil et, dans une moindre mesure, du bourrelet équatorial de la Terre. L'équateur terrestre est lui-même incliné de 23,45º par rapport à l'écliptique, donc, au cours de cette période, l'inclinaison du plan orbital lunaire par rapport à l'équateur terrestre varie entre 28,60º (23,45º+5,15º) et 18,30º (23,45º-5,15º). Simultanément, l'axe de rotation lunaire voit son inclinaison par rapport à son plan orbital varier entre 6,69º (5,15º+1,54º) et 3,61º (5,15º-1,54º). Par contrecoup du premier mouvement, l'inclinaison de la Terre varie de 0,002 56º de part et d'autre de sa valeur moyenne, ce qu'on appelle la nutation.

Composition

Il y a plus de 4,5 milliards d'années, la surface de la Lune était un océan de magma liquide. Les scientifiques pensent qu'un des types de roches lunaires, le norite KREEP, (KREEP pour K-potassium, Rare Earth Elements [terres rares], P-phosphore) représente le dernier reste chimique de cet océan de magma. Le norite KREEP est en effet composé d'éléments que l'on désigne par le terme « d'éléments incompatibles » : ce sont les éléments incapables de cristalliser et qui restent à la surface du magma. Pour les chercheurs, les norites KREEP sont des marqueurs commodes, utiles pour mieux connaître l'histoire de la croûte lunaire, que ce soit son activité magmatique ou ses multiples collisions avec des comètes et d'autres corps célestes.
La croûte lunaire est composée d'une grande variété d'éléments : uranium, thorium, potassium, oxygène, silicium, magnésium, fer, titane, calcium, aluminium et hydrogène. Chaque élément émet dans l'espace un rayonnement qui lui est propre sous forme de rayons gamma, suite au bombardement par les rayons cosmiques. Quelques éléments sont radioactifs (uranium, thorium et potassium) et émettent leurs propres rayons gamma. Cependant, quelles que soient les origines de ces rayonnements gamma, chaque élément a un rayonnement unique, que l'on appelle une « signature spectrale unique », discernable par un spectromètre. Une carte globale décrivant l'abondance des éléments primaires sur la surface lunaire n'a encore jamais été effectuée.

Comparé à celui de la Terre, la Lune a un champ magnétique très faible. Bien que l'on pense qu'une partie du magnétisme de la Lune est intrinsèque (comme pour une bande de la croûte lunaire appelé Rima Sirsalis), la collision avec d'autres corps célestes pourrait avoir donné certaines des propriétés magnétiques de la Lune. En effet, une vieille question en science planétaire est de savoir si un corps du système solaire privé d'atmosphère, tel que la Lune, peut obtenir du magnétisme suite à des impacts de comètes et d'astéroïdes. Des mesures magnétiques peuvent également fournir des informations sur la taille et la conductivité électrique du noyau lunaire, données qui aident les scientifiques à mieux comprendre les origines de la Lune. Par exemple, si le noyau contient plus d'éléments magnétiques (tels que le fer) que ce qui existe sur la Terre, l'hypothèse de l'impact perd de la crédibilité.

La croûte lunaire est recouverte d'une couche poussiéreuse appelée régolithe. La croûte et le régolithe sont inégalement répartis sur la Lune. L'épaisseur de régolithe varie de 3 à 5 mètres dans les mers, jusqu'à 10 à 20 mètres sur les hauts plateaux. La croûte s'étend sur une profondeur de 60 kilomètres sur la face visible, jusqu'à 100 kilomètres sur la face cachée. Les scientifiques pensent qu'une telle asymétrie de l'épaisseur de la croûte lunaire pourrait expliquer pourquoi le centre de masse de la Lune est excentré. De même cela pourrait expliquer les différences du terrain lunaire, comme la prédominance des roches lisses (Maria) sur la face visible.

La Lune a une atmosphère très ténue. Une des sources de cette atmosphère est le dégazage, c'est-à-dire le dégagement de gaz, par exemple le radon, en provenance des profondeurs de la Lune. Une autre source importante est le gaz amené par le vent solaire, qui est brièvement capturé par la gravité lunaire.

De l'eau sur la Lune ?

A priori, la quasi absence d'atmosphère et une température supérieure à 100°C au Soleil rend impossible la présence d'eau sur la Lune. Pourtant, les données recueillies par les sondes Clementine et Lunar Prospector à la fin des années 1990 montrent la présence de grandes zones riches en hydrogène, aux pôles sud et nord. Or l'hydrogène est un des constituants de l'eau avec l'oxygène. À la fin de sa mission, la sonde Lunar Prospector a même été précipitée dans le fond d'un cratère censé contenir de la glace d'eau. On pensait que l'écrasement dégagerait de la vapeur d'eau, détectable par les télescopes terrestres, apportant ainsi une preuve supplémentaire de la présence d'eau sur la Lune. Mais aucune molécule d'eau n'a été détectée pendant l'impact. Cependant, la probabilité d'en voir était très faible : la sonde étant petite, l'énergie dégagée lors de l'impact n'était pas forcément suffisante pour vaporiser de l'eau.

Mais d'où pourrait venir cette eau ? L'hypothèse actuellement la plus populaire propose une origine cométaire à l'eau lunaire. Les comètes, de grosses boules de neige sale, en percutant la Lune il y a plusieurs milliards d'années, se seraient vaporisées, créant ainsi une atmosphère provisoire. La vapeur d'eau contenue dans cette atmosphère se serait condensée puis aurait givré sur le sol. La glace située au fond des cratères du pôle sud aurait pu se conserver pendant deux milliards d'années, le fond de ces cratères n'étant jamais exposé aux rayons du soleil (en raison de l'inclinaison très légère de l'axe de la Lune par rapport à l'écliptique, 1,5424°). De même au pôle nord, où l'eau glacée serait protégée par une couche de régolithe de 40 cm d'épaisseur.

Les scientifiques estiment le volume d'eau présent sur la Lune à un milliard de mètres cubes, une quantité suffisante pour rendre son exploitation intéressante par d'éventuels explorateurs. De l'hydrogène et de l'oxygène pourraient en être extraits par des stations alimentées par panneaux solaires ou par énergie nucléaire. Cela rendrait possible une colonisation permanente de la Lune. L'oxygène est en effet indispensable pour que les colons puissent respirer, et l'hydrogène est un carburant pour les fusées. Or transporter régulièrement de l'hydrogène et de l'oxygène depuis la Terre aurait un coût prohibitif.

Géographie lunaire

La surface de la Lune n'est pas uniforme. Très rapidement, du fait de la relative facilité d'observation, les hommes purent distinguer de grandes taches sombres qu'ils prirent pour l'équivalent de leurs océans terrestres et leur donnèrent le nom latin de mare. En réalité, ces étendues sont constituées de basalte, d'origine volcanique, et sont très inégalement réparties sur la surface lunaire, leur grande majorité se situant sur la face visible, la face cachée n'en ayant que quelques-unes de taille beaucoup plus réduite. Le reste de la surface lunaire est constitué par de grands plateaux recouverts de régolithe, beaucoup plus réfléchissante que le basalte. Autre relief ponctuant la géographie lunaire, les multiples cirques et cratères, créés par les impacts de météorites de taille diverse.

La formation de la Lune

L'origine de la Lune est au cœur d'un débat scientifique disputé. Plusieurs hypothèses sont évoquées, la capture d'un astéroïde, la fission d'une partie de la terre par l'énergie centrifuge, la co-accrétion de la matière originelle du système solaire. Étant donné l'inclinaison de l'orbite lunaire, il est peu probable que la Lune se soit formée en même temps que la Terre, ou que celle-ci ait capturé la Lune.

L'hypothèse la mieux acceptée est celle de l'impact géant : une collision entre la jeune Terre et un objet de la taille de Mars aurait éjecté de la matière autour de la Terre, qui aurait fini par former la Lune que nous connaissons aujourd'hui. De nouvelles simulations publiées en août 2001 soutiennent cette hypothèse. Cet impact est daté à 42 millions d'années après la naissance du système solaire, soit il y a 4,526 milliards d'années.

Elle est aussi corroborée par la comparaison entre la composition de la Lune et celle de la Terre : on y retrouve les mêmes minéraux, mais dans des proportions différentes. Ce sont les substances les plus légères qui auraient été éjectées le plus facilement de la Terre lors de l'impact et que l'on retrouve en plus grande quantité sur la Lune. Le principal élément qui confirme cela est le 54Fe, en effet, cet isotope du fer est bien présent sur Mars dans les même proportions que le 57Fe, mais sur la Terre et la Lune, il existe en quantité très faible. Seulement, pour qu'il puisse s'évaporer, il faut qu'il soit chauffé à plus de 2 000 °C pendant un temps important. La principale thèse pour expliquer cet échauffement est la collision Terre/Lune.

À l'exception de Mercure et Vénus, toutes les planètes du système solaire possèdent des satellites naturels qualifiés de lunes. Jupiter et Saturne, en revanche, en possèdent respectivement 63 et 48 de tailles et formes très variées. Dans les années 1970, on connaissait 32 lunes dans le système solaire, on en distingue aujourd'hui plus de 140.

La Lune vue de la Terre

Avec une magnitude de -12,6 pendant la pleine lune, la Lune est l'astre le plus visible dans le ciel de la Terre, après le Soleil. Cette luminosité et sa proximité la rendent facilement observable, même à l'œil nu. Une simple paire de jumelles permet de distinguer les mers et les plus gros cratères. De plus, de nombreux phénomènes observables, liés à son orbite caractéristique, la distinguent des autres astres. Par contre, un effet reste purement psychologique : l'apparente plus grande taille du Soleil et de la Lune quand ils sont près de l'horizon. La plus grande distance et la réfraction atmosphérique rendent en fait l'image de la Lune légèrement aplatie quand elle est près de l'horizon. On suppose que pendant l'évolution de l'appareil cognitif, les jugements de taille pour les objets aériens n'étaient pas importants, ils sont donc restés imprécis.

Les phases

Du fait de sa rotation synchrone, la Lune présente toujours quasiment la même partie de sa surface vue de la Terre : la face dite visible. Mais la moitié de la sphère éclairée par le soleil varie au cours des 29,5 jours d'un cycle synodique, et donc la portion éclairée de la face visible aussi. Ce phénomène donne naissance à ce que l'on appelle les phases lunaires, qui se succèdent au cours d'un cycle appelé lunaison.

Les librations de la Lune

La Lune présentant toujours le même hémisphère à la Terre (sa rotation étant synchrone, c’est-à-dire sa période de révolution étant égale à sa période de rotation), on appelle librations les phénomènes permettant à un observateur à la surface de la Terre de voir plus de 50 % de la surface de la Lune. :

Ces phénomènes peuvent prendre 4 formes : les librations en longitude, les librations en latitude, les librations parallactiques et les librations physiques.

Si la Lune tournait autour de la Terre en un cercle parfait (ellipse d’excentricité nulle), sa vitesse de translation serait uniforme (2e loi de Kepler) et donc toujours strictement opposée, en terme de vitesse angulaire observée depuis la Terre, à sa vitesse de rotation. Il n’y aurait donc pas de librations en longitude. Toutefois, les perturbations gravitationnelles dues aux autres corps du système solaire, ainsi qu’aux hétérogénéités de répartition de masse au sein des corps terrestres et lunaires entraînent des irrégularités dans le mouvement de révolution géocentrique lunaire, qui se traduit par une orbite dont l’excentricité varie autour d’une valeur moyenne de 0,0549.
La Lune parcourt donc son orbite avec une vitesse variable (2e loi de Kepler). Ainsi, quand elle se rapproche de son périgée (point de son orbite le plus proche de la terre), elle met moins de temps pour parcourir un quart de son orbite que pour pivoter de 90° sur son axe : la Lune laisse alors voir une mince bande supplémentaire de son bord Est (vu de la Terre).
À l’inverse, lorsque qu’elle se rapproche de son apogée (point de son orbite le plus éloigné de la Terre), sa vitesse de translation, minimale, devient inférieure à sa vitesse de rotation, et la Lune laisse voir plus largement son bord Ouest (vu de la Terre). De façon imagée, la Lune semble dire « non » de la tête. La valeur de la libration en longitude se situe autour de 7°54’ (donc un total de deux fuseaux d'un peu moins de 8° chacun au cours d'une lunaison).

La libration en latitude est due au fait que l’axe de rotation de la lune n’est pas perpendiculaire au plan de son orbite : la lune conserve cet angle de 6,7° tout au long de sa course orbitale. L’observateur peut donc successivement observer, au cours de plusieurs lunaisons, les zones polaires Nord et Sud du globe lunaire. De façon imagée, la Lune semble faire « oui » de la tête.

Librations parallactiques ( parallaxe diurne )

Il s’agit d’un phénomène purement optique, dû aux positions respectives de la Lune et de l’observateur à la surface du sol.
En début de nuit, alors que la Lune se lève pour un observateur situé à l'équateur, celui-ci est plus favorablement positionné pour observer le bord oriental de la Lune. À l’inverse, en fin de nuit, il peut observer plus favorablement le bord Ouest de la Lune.
Cette parallaxe, d'une valeur d'environ 1°, est très difficile à exploiter en pratique : en effet, c’est lorsque leur effet géométrique est maximal (lever et coucher de lune) que l’observation est rendue plus difficile, en raison de la lumière de l’aube et du crépuscule, et de l’épaisseur plus importante de l’atmosphère terrestre à travers de laquelle se fait l’observation.

Librations physiques

Il s’agit cette fois de véritables vibrations physiques de la sphère lunaire autour de sa position moyenne. Ces infimes vibrations (pas plus de quelques minutes d’arc) sont causées par l’attraction variable de la Terre sur la Lune, et ne sont pas perceptibles à l’œil nu. L’étude de ces oscillations sont de la plus haute importance pour la détermination de la forme et de la structure interne de la lune.

L’ensemble de ces phénomènes de libration au cours de lunaisons successives permet d’observer environ 59 % de la surface lunaire depuis la surface terrestre. Il faut noter toutefois que les zones supplémentaires ainsi offertes à l’observation sont très déformées par l’effet de perspective, et rendent difficile l’observation de ces régions depuis le sol. Seules les sondes automatiques, par un survol régulier, en permettent l’étude topologique précise.

Les éclipses solaires et lunaires

Par une coïncidence extraordinaire, vue de la Terre, la taille apparente de la Lune est presque exactement identique à celle du Soleil, si bien que deux sortes d'éclipse solaire sont possibles selon l'éloignement de la Lune : annulaire et totale. Les éclipses ne se produisent que rarement puisque le plan de la trajectoire de la Lune autour de la Terre est différent du plan de la trajectoire de la Terre autour du Soleil. Elles ont lieu uniquement quand un nœud coïncide avec la nouvelle lune. Celle-ci couvre alors le Soleil, en tout ou en partie. La couronne solaire devient visible à l'œil nu lors d'une éclipse totale.

Influence gravitationnelle de la Lune sur la Terre

Parmi les influences les plus connues, des plus réelles aux plus romantiques, citons :

La marée, le mouvement de révolution de la Lune autour de la Terre induit un effet gravitationnel différentiel (par rapport à l'effet gravitationnel Lune-Terre, vu du centre de la Terre) sur les eaux qui constituent les océans et les mers, provoquant une hausse locale du niveau d'eau à la surface de la Terre, approximativement dans la direction Terre-Lune, et dans la direction opposée. Cet effet différentiel est supérieur à celui dû au Soleil, même si sur Terre le champ de gravitation du Soleil est supérieur à celui de la Lune. L'onde de marée est en retard par rapport au mouvement de la Lune du fait de son frottement sur les fonds marins ; il s'ensuit un lent ralentissement du mouvement de rotation de la Terre, et un très lent éloignement de la Lune.
Les vents, l'air étant lui aussi un fluide, il subit lui aussi de grosses influences de la part de cet objet céleste très proche.
L'activité sismique, le magma du manteau, présent sous la croûte terrestre solide, subit lui aussi du fait de son état visqueux des mouvements, correspondant au passage du satellite. Pour certains, la fragmentation de la croûte en plaques serait une conséquence de la présence de la Lune. Il est important de réaliser que ceci n'est plausible que parce que la Lune était beaucoup plus près de la Terre à ses origines.
L'évolution des espèces, le nautile possède une coquille en spirale formée d'anneaux. Chaque jour, il forme un anneau supplémentaire. Au bout d'un mois se forme une nouvelle cloison intérieure. Ce phénomène est lié à l'instinct de frai du nautile, qui le fait remonter près de la surface à chaque pleine lune. Or, la fréquence de ces cloisons intérieures augmente si on observe des coquilles fossiles et augmente proportionnellement à l'ancienneté de ces fossiles. C'est une confirmation indirecte et indépendante de l'allongement du mois dû à l'augmentation progressive de la distance Terre-Lune.
L'obliquité terrestre, l'obliquité de la Terre varie entre 21 et 24° environ par rapport à l'équateur céleste. Celle de Mars qui n'a pas de satellite naturel comparable varie entre 20 et 60°. Les scientifiques pensent donc que la Lune stabilise la Terre dans son mouvement comme si elle était un contrepoids -- simplement parce que le moment d'inertie du système Terre-Lune est bien plus grand que celui de la Terre seule.
Les calendriers ont longtemps indiqué les phases de la Lune pour les activités rurales (visibilité de nuit) ou de pêche (marées).
Les cycles menstruels, la périodicité moyenne du cycle feminin suggère-t-elle une influence lunaire ? La plupart des scientifiques croient plutôt à une coïncidence car si le cycle moyen est voisin de 28 jours sous certaines latitudes (et de 28 jours exactement avec la pilule contraceptive) il est par exemple de 32 jours en Inde [1]. Cette vision du cycle de 28 jours proviendrait donc simplement d'un autocentrisme occidental et de la généralisation de la contraception hormonale.

L'astronomie et l'observation du ciel

2007-04-27T04:47:00.000-07:00

L'astronomie doit son existence à des gens qui ont tout au long de l'Histoire, par passion et par curiosité, levé les yeux au ciel.
Une première approche de cette discipline, abordée par le côté pratique en portant un regard vers cette voûte céleste, dévoilera la magnificence de ses objets. Cette découverte commence par une simple observation à l'œil nu qui révélera les bases de cette science ainsi qu'une meilleure compréhension de l'espace qui nous entoure et peut se prolonger, pour les plus passionnés, par l'utilisation d'instruments astronomiques parfois très puissants qui permettront d'étudier l'espace profond.
Pour bien débuter, il est préférable de savoir ce que l'on peut observer en fonction de l'instrument dont on dispose et être conseillé si un achat est envisagé, les précautions à prendre avant de regarder certains phénomènes et connaître les conditions optimales pour l'observation nocturne.

Observation diurne

La forte luminosité du Soleil sature le ciel et empêche l'observation des astres de luminosité plus faible à l'exception de la Lune, et dans des conditions favorables, Vénus et éventuellement Sirius, la principale difficulté étant de repérer ces astres sur le fond du ciel très lumineux. L'observation du ciel la journée peut néanmoins révéler quelques surprises.

Les éclipses

C'est bien entendu le phénomène le plus spectaculaire et qui peut être partiel ou total. Ceci ne peut avoir lieu qu'au moment de la nouvelle lune, soit sensiblement tous les 29,5 jours, quand celle-ci ne peut être observée la nuit et se trouve entre la Terre et le Soleil. Le plan de l'orbite de la Lune n'étant pas parallèle à celui de la Terre, les éclipses sont plutôt rares, notre satellite passant en général « au-dessus » ou « en-dessous » du Soleil. Lors du phénomène, qui dure environ deux heures et demi, on peut voir le disque de la Lune oblitérer progressivement celui de notre étoile, souvent partiellement, parfois complètement comme en France le 11 août 1999, le hasard ayant voulu que vu depuis la Terre, le diamètre apparent de la Lune soit sensiblement égal à celui du Soleil. À noter cependant que la distance qui nous sépare de notre satellite (comme celle à notre étoile) n'est pas constante, entraînant différents types d'éclipse solaire : la taille apparente de la Lune peut être plus grande que celle du Soleil, sensiblement identique permettant ainsi l'observation (à l'aide d'instruments) des protubérances solaires, ou plus petite, l'éclipse étant dans ce cas dite anulaire.

L'ombre de la Lune formant un cône derrière celle-ci, la superficie du disque (projection de l'ombre sur la Terre) depuis lequel est visible une éclipse solaire totale est relativement petite, de l'ordre de quelques dizaines de kilomètres, ce disque parcourant une bande suivant la rotation de la Terre. Ceci explique qu'une éclipse peut avoir lieu en Afrique du Sud et être totalement invisible en Europe. Dans la zone d'éclipse totale, il est possible de voir les étoiles les plus brillantes en plein jour, et surtout Mercure, ordinairement difficile à observer car toujours très proche du Soleil.

Les taches solaires

Elles sont plus délicates à observer car nécessitent une bonne vision et doivent avoir une taille conséquente afin d'être visibles à l'œil nu. Elles sont la base des protubérances solaires sur la surface de l'étoile et sont le signe de l'activité de l'astre qui varie cycliquement sur plusieurs années. Ce n'est en général qu'au plus fort de celle-ci qu'il est possible de les observer sans instrument et se présentent sous la forme de taches sombres sur le disque. Une observation d'un jour sur l'autre permet de noter leur déplacement (et parfois leur évolution) dû à la rotation propre du Soleil et à celle de la Terre autour de celui-ci.

Conseils pour l'observation du Soleil
Des précautions doivent impérativement être prises pour éviter toute brûlure aux yeux et les lunettes de soleil, même les plus sombres, sont à proscrire. L'utilisation d'un filtre est donc indispensable, allant des simples lunettes de soudeur (déconseillées car non adaptées à cette utilisation) à celui spécifique pour l'observation du Soleil, disponible chez les opticiens et fortement recommandé car procurant une bonne protection des yeux. Dans cette dernière catégorie on trouve des lunettes souples à base de feuilles de Mylar et des modèles en verre, à préférer car de meilleure qualité optique et moins sujets aux rayures. Pour les taches solaires, outre les filtres, on peut aussi les voir dans certaines conditions climatiques, les jours de brouillard, quand le disque solaire est à peine visible à travers les nuages et pas trop lumineux.

Phénomènes liés au Soleil
D'autres observations intéressantes en relation avec le Soleil peuvent être faites, non directement astronomiques car mettant en œuvre des conditions atmosphériques particulières et ne nécessitant pas de protections pour les yeux.

L'arc-en-ciel
Arcs-en-ciel lors d'un orageVisible lors d'averses avec un ciel partiellement dégagé dans la direction du Soleil, c'est un arc de cercle de lumière décomposée sur toute l'étendue du spectre visible « posé » sur l'horizon dans la direction opposée au Soleil et provoqué par la réfraction des rayons solaires au travers des gouttes de pluie. À noter que dans de bonnes conditions, un deuxième arc moins lumineux, plus étalé aux couleurs inversées, peut être observé au-dessus du premier, l'espace entre les deux étant légèrement plus sombre que le reste du ciel, c'est la bande sombre d'Alexandre. Dans des conditions exceptionnelles, un troisième arc aux couleurs inversées par rapport au second est visible au voisinage de celui-ci. Sauf cas exceptionnel, ces deux arcs supplémentaires ne sont pas complets, mais sont visibles uniquement par endroits, le plus souvent avec un fond de ciel plutôt sombre. Dans des conditions encore plus exceptionnelles, une quatrième voire un cinquième arc sont visibles, mais dans la direction (et non à l'opposé) du Soleil, ce qui rend leur observation particulièrement délicate.

Le halo solaire
Phénomène qui peut être vu principalement en hiver et en altitude, il se présente sous la forme d'un grand cercle lumineux, peu étendu dans sa largeur et centré sur le Soleil. Il se forme par la réfraction des rayons solaires à travers une couche fine et uniforme de nuages de haute altitude, les cirrostratus.

Les parhélies
Provoqués de la même façon que le halo mais par d'autres nuages et plus fréquents, ce sont deux taches lumineuses aux couleurs souvent décomposées comme dans l'arc-en-ciel et situées de part et d'autre du Soleil à une distance semblable au bord du cercle du halo et pouvant s'associer à celui-ci.

Observation nocturne
Si vous avez une bonne vue, n'hésitez à vous lancez à la conquête du ciel. En effet, il est possible de distinguer sur la sphère céleste, par une nuit limpide et sans lune, environ 3 000 étoiles.

Les phases
Elles s'expliquent par la position de la Lune, de la Terre et du Soleil dans l'espace. Son éclat provenant de la seule réflexion des rayons solaires sur sa surface, la Lune présentera l'aspect d'un fin croissant visible au crépuscule ou à l'aube quand elle se situera entre la Terre et le Soleil, un demi-disque visible durant la moitié de la nuit quand elle sera à la même distance du Soleil que notre planète et enfin un disque complet présent toute la nuit quand elle sera à l'opposé de notre étoile par rapport à la Terre. Le spectacle d'un fin croissant de lune sur un ciel bleu sombre, entre chien et loup, vaut la peine de s'attarder à sa contemplation.

Un jeu de trajectoires de rayons lumineux retient aussi l'attention : dans sa première phase montante ou sa dernière phase descendante, quand elle n'est qu'un croissant, on peut remarquer que son côté sombre, à l'ombre, présente une faible lueur sur toute sa surface permettant de distinguer la forme du disque complet (visible sur l'image plus bas). Ceci est dû aux rayons solaires, réfléchis une première fois par la Terre vers le satellite, puis une seconde fois par celui-ci vers nous. Ce long trajet fait qu'une faible quantité de lumière nous parvient, mais suffisante pour la distinguer.

Les mers
Ce sont les taches sombres sur la surface de l'astre, traces d'impacts de météorites gigantesques qui ont eu lieu il y a des milliards d'années. Elles représentent le fond basaltique d'immenses cratères. De composition différente et plus sombre que le reste de la surface, cette roche, de par son étendue, donne l'impression depuis la Terre de voir des mers sur la surface du satellite, ce qui a donné leur nom à ces taches. Des cartes de la Lune disponibles dans le commerce permettent de les nommer.

Les éclipses
Suivant le même principe que les éclipses solaires, les éclipses lunaires n'ont cependant lieu que de nuit lorsque la Lune est pleine et que la Terre est placée entre celle-ci et le Soleil. Le diamètre de l'ombre de notre planète étant bien plus grand que celui de notre satellite, celles-ci ont lieu plus fréquemment et ont le même aspect quelle que soit la position de l'observateur sur la Terre. Au moment de la phase totale, la Lune reste visible et a une couleur orangée qui est due aux rayons solaires déviés et teintés par l'atmosphère terrestre.

Le halo lunaire
Provoqué par le même phénomène météorologique que pour le halo solaire, celui-ci se présente cependant sous l'aspect d'un disque lumineux au bord diffus plus éclatant et d'un diamètre plus réduit que son équivalent diurne.

Les planètes :

Au fil des nuits, un observateur remarquera des étoiles bouger plus vite que les autres. En réalité il s'agit de planètes. Pour distinguer une planète d'une étoile, il faut savoir que les étoiles scintillent et les planètes peu, en raison de la distance bien plus importante qui nous sépare des premières. Une fois que vous avez trouvé une planète, il n'est pas inintéressant de savoir de laquelle il s'agit et ceci est, même à l'œil nu, aisément réalisable. En effet, toutes les planètes visibles ont des caractéristiques bien à elles :

Mercure n'est presque jamais visible puisqu'elle se situe toujours très près du Soleil.
Vénus, aussi appelée « l'étoile du Berger », d'aspect blanc, est la planète la plus brillante de toutes et est visible au crépuscule ou à l'aube car, comme Mercure, il s'agit d'une planète intérieure (dont l'orbite est comprise entre le Soleil et la Terre) et suit le Soleil dans sa course (son élongation maximale est de 28°). À noter que son éclat (son niveau lumineux, qu'on appelle magnitude) varie en fonction de ses phases (comme pour la Lune) ainsi que de sa distance par rapport à la Terre .
Mars n'est pas exceptionnellement brillante mais se reconnaît par son éclat rougeâtre. Un observateur assidu (sur une période de plusieurs semaines) remarquera facilement que celle-ci fait parfois demi-tour (elle rétrograde) : ceci s'explique par le mouvement de la Terre et de Mars et est un phénomène qui, pour ce corps, a lieu approximativement tous les deux ans et dure dans sa totalité environ deux mois. Il affecte toutes les planètes extérieures.
Jupiter, d'un éclat jaunâtre, bien que pouvant être confondue avec Vénus, peut se reconnaître instantanément : en effet si l'on observe l'équivalent de Vénus au milieu de la nuit, c'est Jupiter.
Saturne est beaucoup moins brillante que Jupiter.

Outre les planètes, il y a bien d'autres curiosités célestes:

La Voie Lactée
Installez-vous une nuit dans un lieu reculé loin des grandes villes afin que vos yeux s'habituent à l'obscurité et attendez, allongé, observant la voûte céleste. C'est un des plus grands spectacles du firmament que de scruter les myriades d'étoiles qui le constituent. En été vous verrez une gigantesque barre laiteuse et irrégulière traversant la voûte, aspect qui lui a valu son nom depuis l'antiquité grecque : la Voie Lactée. Elle est constituée d'un regroupement plus dense d'étoiles par rapport au reste du ciel et représente la tranche de notre Galaxie vue depuis l'intérieur.

Les constellations
Ce ne sont pas des objets célestes à proprement parler puisqu'elles constituent un regroupement arbitraire d'étoiles pour former une figure, en général animale ou mythologique, et ceci depuis l'antiquité grecque pour l'hémisphère nord. Des cartes disponibles dans le commerce donnent, en fonction du jour de l'année et de l'heure d'observation, un aperçu complet et orienté des constellations visibles à ce moment. L'initiation à l'astronomie passe aussi par cette étape et permet par la suite de s'orienter aisément au milieu de toutes ces étoiles et de repérer rapidement le Nord céleste (l'étoile polaire), la galaxie d'Andromède ou encore l'étoile la plus lumineuse du ciel (Sirius du Grand Chien) par exemple.

Les autres objets célestes
Les étoiles filantes
En prolongeant votre observation vous remarquerez des points lumineux suivis d'une traînée traversant rapidement le ciel : les étoiles filantes. Ce sont des météorites qui ne pèsent souvent pas plus d'un gramme mais qui s'enflamment en s'échauffant par frottement lors de leur pénétration dans l'atmosphère terrestre plus dense. On peut en voir plusieurs dizaines en une nuit. Certaines nuits sont particulièrement favorables à leur observation car la Terre, dans son orbite, traverse régulièrement des nuages de météorites bien connus des astronomes (voir l'article étoile filante pour les dates).
D'autres phénomènes sont accessibles à l'œil nu, comme les comètes, intéressantes et parfois magnifiques comme la comète de Halley en 1910. Il y a aussi divers objets (galaxies, amas ouverts et nébuleuses) visibles mais à ce niveau, uniquement sous l'aspect de taches laiteuses sauf pour les Pléiades dans la constellation du Taureau où l'on distingue les différentes étoiles.

Conseils pour l'observation nocturne

Excepté pour l'observation de la Lune qui s'accommode de pratiquement n'importe quelle condition, le premier conseil est de se placer en un lieu éloigné de toute source importante de lumière pour observer tous ces phénomènes : éviter la ville où les lampadaires sont très pénalisants et dont la pollution crée un voile opaque sur lequel se reflètent les lumières. Pour apprécier davantage la nuit, s'éloigner des grandes agglomérations afin d'obtenir le ciel le plus sombre possible. Pour la même raison, éviter les nuits de lune, surtout quand elle est pratiquement pleine car sa clarté intense préjudicie fortement l'observation. L'œil nécessitant un temps d'adaptation à l'obscurité (environ 15 à 30 minutes) pour développer ses pleines capacités dans ces conditions, un rayon lumineux intense (phare de voiture, lampe de poche,…) « détruit » cette accoutumance et réduit fortement ses capacités, même la source une fois éteinte et ceci, à nouveau durant une quinzaine de minutes. À cette fin, placer un ruban adhésif opaque de préférence rouge sur la lampe de poche qui ne donnera alors que la quantité de lumière strictement nécessaire pour permettre de lire une carte du ciel par exemple.

Observer le ciel demande de l'espace et pour cela il est recommandé de choisir un lieu dégagé donnant le champ de vision le plus large possible. Un endroit avec ces caractéristiques en montagne est donc pratiquement ce qu'il y a de mieux car présentant aussi l'avantage d'avoir un air plus pur. Enfin, pour le confort, les nuits en campagne pouvant être humides, donc fraîches, des habits chauds sont les bienvenus ainsi que des chaises de camping pliables garantissant une bonne position prolongée sans fatigue.

L'observation aux jumelles

Les jumelles sont très utiles lorsque l'on souhaite observer des objets suffisamment lumineux mais très étendus. Leur faible grossissement permet en effet de scruter un large champ du ciel tout en collectant plus de lumière qu'à l'œil nu. Elles fournissent par ailleurs des images plus lumineuses qu'une petite lunette astronomique de 50 mm.

Grâce à elles il est possible de discerner la forme des cratères lunaires. Mais surtout, et malgré la distance qui nous sépare de la Lune, on peut observer le relief de ces cratères le long du terminateur, la ligne de séparation entre la partie éclairée et la partie obscure de la Lune. L'impression de relief est restituée par les jeux d'ombre et de lumière dans cette zone de la Lune où la lumière du Soleil est rasante. Ce spectacle, par sa facilité d'accès, constitue une bonne introduction à l'observation des astres.

Les jumelles trouvent tout leur intérêt dans l'observation des nébuleuses étendues et d'objet diffus comme les nébuleuses, et occasionnellement les passages de comètes. La raison tient à leur nature même : les jumelles grossissent peu les images et gagnent en luminosité. Un objet étendu apparaît alors dans son ensemble (ce qui peut ne pas être le cas avec une lunette ou un télescope) et avec une clarté et des contrastes bien plus élevés qu'à l'œil nu. La nébuleuse d'Orion est sans doute une des plus lumineuses et une des plus faciles à repérer. Elle est située dans la constellation d'Orion, une constellation visible en hiver, assez grande et très facilement identifiable avec sa forme en rectangle et les trois étoiles formant le baudrier d'Orion. On peut également observer l'amas des Pléiades, un amas stellaire ouvert composé d'une quinzaine d'étoiles et que l'on trouve en prolongeant une des diagonales du rectangle d'Orion, les Pléiades se trouvant à proximité de cet axe.

Egalement en hiver (ou l'été, tard dans la nuit) un autre spectacle saisissant par son étendu, et le voyage qu'elle offre au-delà de la Voie lactée, est l'observation de la galaxie d'Andromède. Le plus difficile ici est le repérage qui nécessite de savoir identifier les principales constellations (voir Repérage des constellations). On retiendra simplement que la constellation d'Andromède est située sous Cassiopée par rapport à l'étoile polaire. En fixant l'étoile bêta d'Andromède aux jumelles, on remonte très légèrement vers Cassopiée et on tombe sur une première petite étoile, puis on remonte encore très légèrement et on voit un astre aux contours mal définis, c'est le cœur de la galaxie d'Andromède. Si les conditions d'observations sont bonnes, vous voyez apparaître un ovale très diffus qui sont les bras de la galaxie. L'astre que vous voyez alors est sité à 2,5 millions d'année-lumière ! C'est l'astre le plus lointain que l'on peut observer avec des jumelles.

Avec de l'expérience, pourvu que les jumelles soient bien stabilisées et avec des conditions atmosphériques idéales, les observateurs dotés d'une très bonne vision pourront discerner les quatre satellites galiléens de Jupiter, même avec de simples 8 x 35.

Choix des jumelles

Leurs caractéristiques sont déterminées par deux nombres : le premier indique le grossissement, le second le diamètre de l'ouverture à l'avant. Si un rapport de grossissement élevé a une importance secondaire, une grande ouverture est en revanche recommandée car elles collecteront plus de lumière et révéleront d'autant mieux les objets faibles. Ainsi, plutôt que de prendre des 8x35, il est plus judicieux de porter son choix sur des 7x50.

Conseils durant l'observation

Les recommandations citées plus haut pour l'observation nocturne restant valables, s'y ajoutent celles spécifiques à cet instrument. Il est vivement recommandé de les caler sur un trépied (de type photographique par exemple) de façon à les stabiliser, rendre l'observation confortable et ne pas perdre du champ l'objet qu'il aura parfois fallu longtemps chercher. Certains modèles de jumelles sont même équipés d'une fixation, mais du ruban adhésif fait parfaitement l'affaire. Régler les jumelles de façon à obtenir l'image la plus nette possible (si vous portez des lunettes retirez-les, votre défaut sera le plus souvent corrigé lors du réglage).
Recommandation importante : Ne jamais tenter d'observer le Soleil avec des jumelles. En effet, aucun filtre spécifique n'est prévu pour cet instrument et son observation directe, avec le pouvoir de concentration des rayons lumineux, brûlerait irrémédiablement l'œil. Un exemple similaire est l'expérience de la loupe sur une feuille de papier ou un morceau de bois.

L'observation à la lunette astronomiqueUne lunette astronomique est un instrument dont l'objectif est constitué d'une ou plusieurs lentilles et qui focalise les rayons lumineux vers un point appelé foyer. Le rôle de l'oculaire situé après le foyer est de former l'image afin qu'elle soit visible pour l'œil ainsi que de grossir celle-ci. Une bonne lunette astronomique est un instrument que l'on garde toute sa vie, même après l'acquisition d'un plus grand télescope.

La lunette, de par son ouverture réduite (donc peu lumineuse), est particulièrement adaptée à l'observation de la Lune et des planètes. Un modèle de 60 mm de diamètre permet d'observer de nombreux détails sur celles-ci. Bien que la clarté d'une petite lunette soit inférieure à celle de bonnes jumelles, elle permet d'atteindre la limite de résolution de l'objectif avec un grossissement suffisant et donc d'observer les détails avec un meilleur confort visuel.

Jupiter est un astre dont l'étude est incontournable pour le débutant équipé d'une lunette. Son observation laisse clairement voir les quatre compagnons principaux de la planète que sont les satellites galiléens ainsi que quelques détails à la surface de la planète. Elle montre combien l'observation astronomique est une école de patience. Les personnes qui s'attendent à du grand spectacle devront, pour ne pas être déçus, se tourner vers un télescope plus puissant mais dont l'utilisation nécessite de maîtriser les bases de l'astronomie. Ceux qui n'attendent rien d'autre que de satisfaire une curiosité sans fin seront comblés par cet univers dont les détails les plus fins ont abouti aux plus grandes découvertes. C'est avec une lunette bien moins performante que toutes celles vendues de nos jours dans le commerce que Galilée découvrit les lunes de Jupiter et qu'il en acquît la conviction que Copernic avait raison : la Terre tourne !

Avec une lunette astronomique, il est également possible de suivre les phases de Vénus et l'évolution de son diamètre apparent au fil des mois. Mars apparaît comme un disque orangé, mais souvent sans le moindre détail. On peut toutefois suivre là aussi la variation de son diamètre apparent tout au long de l'année. Dans une bonne configuration entre Mars et la Terre, lorsque la planète rouge est au plus près, il est possible de distinguer sa calotte polaire.

La planète la plus lointaine que l'on puisse étudier à la lunette est Saturne. Si les conditions d'observation sont bonnes, elle dévoile le très beau spectacle de ses anneaux. On peut suivre l'évolution de leur aspect. En 2002, ils ont été vus de face et seront de profil en 2010. Ils seront alors totalement invisible et il faudra attendre deux ou trois ans avant de les revoir à travers une lunette. Entretemps, leur aspect change d'année en année. Avec de l'expérience il est possible aussi de distinguer le satellite Titan.

La lunette est un instrument parfaitement approprié à l'étude du Soleil, mais des précautions drastiques doivent être prises pour éviter toute brûlure de la rétine. Lorsque ces précautions ont été prises, le Soleil dévoile nettement ses tâches que l'on peut voir évoluer jour après jour et se déplacer du fait de sa rotation. Il est également possible d'observer plus distinctement qu'avec des jumelles certaines nébuleuses (M42) ou amas globulaires (M13). Enfin, n'oublions pas la Lune, sur laquelle une multitude de détails s'offrent à vous : cratères, montagnes, etc. Comme avec des jumelles, c'est l'observation au niveau du terminateur qui révèle le plus de détails, notamment les reliefs de la Lune.

Choix de la lunette

L'inconvénient des lunettes est le problème de l'aberration chromatique : lorsque l'on observe une planète par exemple, un côté du disque sera rouge alors que l'autre sera bleu. Ce problème très handicapant peut être complètement résolu avec un objectif constitué de trois lentilles (un triplet), mais le système est onéreux. Les lunettes de ce type sont beaucoup moins encombrantes car la longueur du tube, pour une même focale, est réduite. Il est par ailleurs difficile de construire des lunettes de plus de 150 mm d'ouverture. Rajoutons encore qu'une lunette coûte très cher par rapport à un télescope : on trouve des lunettes de 60 mm de diamètre à un prix raisonnable, mais à partir de 110 mm leur valeur atteint le triple de celle de leur équivalent à miroir.
Par contre une lunette peut aisément se transporter car elle ne se dérègle pas facilement (l'objectif est stable), ce qui est un avantage certain. Par ailleurs, dans une lunette, l'objectif n'est pas en partie obstrué par le miroir secondaire que l'on trouve dans les télescopes, ce qui améliore la qualité de l'image, toute la superficie de l'objectif étant utilisée pour collecter la lumière. Le meilleur choix (mais aussi le plus onéreux) est la lunette apochromatique qui corrige toutes les aberrations (chromatique et sphérique).