Les planètes terrestres

Introduction 10
Les planètes terrestres
Au cours des prochaines pages nous allons passer en revue les planètes du système
solaire. Chacune des sections fournit un bref résumé des caractéristiques de la
surface, de l'atmosphère et de l'évolution des planètes.
Depuis le début de l'ère spatiale, nos connaissances du système solaire se sont
accumulées à un rythme soutenu. Grâce aux observations obtenues par les sondes
automatisées nous pouvons désormais mieux comprendre la structure et l'histoire
de notre système solaire en comparant les planètes les unes aux autres. C'est ainsi
qu'une nouvelle branche de l'astronomie, la planétologie comparative, permet
d'expliquer comment les variations de la masse et/ou de la distance d'une planète
par rapport au Soleil résultent en une évolution différente.
Nous commençons notre survol par l'étude des quatre planètes terrestres: Mercure,
Vénus, la Terre et Mars. La Lune n'est pas une planète au sens strict, mais elle
possède de nombreuses caractéristiques des planètes terrestres et il est très
intéressant de la comparer avec celles-ci.
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Objectifs du Chapitre 10
Objectifs du chapitre 10
c Décrire les caractéristiques des planètes terrestres et de la Lune
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
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Chapitre 10
La Terre
Figure 10.1: La Terre
La Terre est la plus massive des planètes terrestres et c'est celle qui manifeste la
plus grande activité interne. L'activité interne d'une planète est due à la présence de
roche en fusion et donc de chaleur à l'intérieur de la planète. Parce que l'intérieur
des planètes plus petites se refroidit plus vite, celles-ci auront tendance à devenir
inactive plus tôt dans leur histoire. Une liste des planètes en ordre croissant de
masse (Lune, Mercure, Mars, Vénus, Terre) correspond à une activité géologique
croissante.
La Terre se divise en six grandes zones qui sont, en commençant par l'extérieur, la
magnétosphère, l'atmosphère, la croûte et l'hydrosphère, le manteau, et le
noyau.
La surface est recouverte au trois quarts par des océans. Comme nous l'avons vu
précédemment, les régions côtières subissent deux marées hautes et deux marées
basses quotidiennement. Celles-ci sont causées par la force gravitationnelle de la
Lune et du Soleil. Le résultat net de cette influence est le ralentissement de la
rotation de la Terre sur son axe et l'éloignement de la Lune de notre planète au
rythme d'environ 4 cm par année.
L'atmosphère de la Terre est respirable (!) et nous protège de l'espace extérieur, ce
qui rend la vie possible à la surface. Sa composition chimique est présentée à la
Figure 10.2 A partir du sol, l'atmosphère se divise en plusieurs couches appelées
troposphère, stratosphère, mésosphère, thermosphère, et exosphère. La
pression et la densité atmosphériques diminuent graduellement avec l'altitude. La
couche d'ozone, située dans la stratosphère, nous protège du rayonnement
ultraviolet en provenance du Soleil. La surface de notre planète réémet la plus
grande partie de l'énergie qu'elle reçoit du Soleil sous la forme de rayonnement
infrarouge. Une partie de cette radiation est bloquée par la vapeur d'eau (H20) et le
gaz carbonique (CO2) contenu dans l'atmosphère; c'est ce qu'on appelle l'effet de
serre. Cet effet maintient notre planète plus chaude qu'elle ne devrait l'être. La
convection atmosphérique, causée par l'air chaud qui monte et l'air froid qui
descend, contribue aussi au réchauffement en créant les vents. L'air que nous
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respirons est la deuxième atmosphère de la Terre. Il provient de gaz éjectés de
l'intérieur de notre planète par les volcans et, ensuite, altérés par le rayonnement
solaire et la photosynthèse des plantes.
Figure 10.2: La composition chimique de l'atmosphère de Vénus, la Terre et Mars
La magnétosphère est une région invisible qui entoure la Terre. Elle est produite par
le champ magnétique terrestre. Le champ lui-même est probablement le résultat de
matériaux conducteurs qui se déplacent à l'intérieur de la Terre sous l'effet de la
rotation. La magnétosphère est principalement constituée de deux zones toroïdales,
les ceintures de Van Allen, qui emprisonnent des particules très énergétiques en
provenance du Soleil. Lorsque la magnétosphère est surchargée nous avons droit à
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des aurores boréales.
L'intérieur de la Terre est plus difficile à étudier car mêmes les foreuses les plus
puissantes ne peuvent pénétrer à plus de quelques kilomètres. Il faut donc s'en
remettre à des méthodes indirectes telle que la propagation des ondes sismiques
produites lors des tremblements de terre et des explosions violentes. Les matériaux
rejetés lors des éruptions volcaniques fournissent aussi des informations sur la
composition chimique du manteau. Les modèles mathématiques indiquent que
l'intérieur de la Terre est formé de couches dont la densité et la température
augmentent vers le centre. Cette structure en pelure d'oignon se nomme
différenciation. Elle suggère que l'ensemble de la Terre a du être en fusion au
début de sa formation et que les éléments les plus lourds ont coulé vers le centre. Il
est probable que la désintégration radioactive et les bombardements de météorites
ont fourni assez de chaleur pour faire fondre la planète durant le premier milliard
d'années suivant sa formation. La Figure 10.3 illustre les différences relatives de
l'intérieur des planètes terrestres.
Figure 10.3: La structure interne des planètes terrestres
http://eta.pha.jhu.edu/~akir/Seminar/internal.html
Notre planète est un monde géologiquement actif. Il reste encore plusieurs sites
actifs à la surface même si la plupart des traces du passé ont déjà été effacées par
l'érosion du vent et de l'eau. La majeure partie de l'activité géologique se produit à
l'intersection des plaques tectoniques. Celles-ci sont de grandes tranches de la
surface qui se déplacent en flottant sur le manteau. Ces déplacements, connus aussi
sous le nom de dérive des continents, s'élèvent à quelques centimètres
annuellement.
La Lune
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Chapitre 10
Figure 10.4: Les différentes phases de la lune
A l'opposé de la Terre, la Lune est moins massive que toutes les planètes terrestres.
Sa surface est caractérisée par un grand nombre de cratères provenant de l'impact
de météorites. Comme sa masse est trop faible pour qu'elle possède une
atmosphère, les météorites de toutes grosseurs, y compris les micrométéorites,
peuvent bombarder sa surface. De plus il n'y a pas d'érosion des cratères si ce n'est
celle causée par la chute de nouveaux météorites.
A cause de sa petite masse, l'intérieur de la Lune s'est refroidi très vite et la Lune
ne possède aucune activité volcanique ni aucun mouvement de sa croûte solide.
Cependant elle montre l'évidence qu'elle a déjà eu une certaine activité et que son
intérieur a déjà été en fusion. En effet, les mers lunaires ont été formées par de la
lave qui a rempli les immenses bassins (300 à 1000 km de diamètre) produits par la
chute de très gros météorites qui eut lieu peu de temps après la solidification de la
surface de la Lune lors de sa formation.
Il est intéressant de remarquer qu'il y a beaucoup plus de mers lunaires du côté de
la Lune qui fait face à la Terre. Cela serait relié au fait que la croûte lunaire aurait
été plus mince de ce côté, permettant à la lave de parvenir plus facilement à la
surface.
Mercure
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Chapitre 10
Figure 10.5: Mercure
Figure 10.6: Transit de Mercure devant le Soleil
Mercure est la planète la plus rapprochée du Soleil, elle complète une révolution en
88 jours. L'observation de cette planète à partir de la surface terrestre est rendue
difficile car la séparation angulaire maximale entre Mercure et le Soleil est de 28o
(voir Figure 8.8). Celle-ci n'est donc visible que peu avant le lever du Soleil ou peu
après le coucher de celui-ci, alors qu'elle est déjà basse à l'horizon et que la lumière
traverse une couche atmosphérique plus épaisse.
On a longtemps cru que la période de rotation de Mercure était identique à sa
période de révolution. Nous savons maintenant que ce n'est pas le cas mais qu'elle
est exactement égale au 2/3 de sa période orbitale. Ce rapport simple, appelé
résonance spin-orbite, est la conséquence des forces de marée exercées par le
Soleil sur cette planète. La journée solaire mercurienne - l'intervalle de temps entre
deux passages consécutifs du Soleil au méridien local mercurien - dure exactement
deux années mercurienne, c'est à dire 176 jours.
Nos meilleures observations de la surface de Mercure proviennent du passage de la
sonde Mariner 10 en 1974. Il s'agit de la seule sonde à date qui se soit approchée
de cette planète. L'apparence de sa surface, criblée de cratères, est semblable à
celle de la Lune, mais on n'y retrouve pas de grandes régions plates remplies de
lave comme les mers lunaires. Par contre, on y trouve des escarpements très
prononcés qui semble indiquer que la surface de la planète se serait plissée à la
suite du refroidissement de la croûte et de la diminution de son volume.
Mercure subit des variations de température de plus de 600 oC entre sa face
éclairée et sa face nocturne. Ceci est dû à l'absence d'atmosphère qui pourrait filtrer
la lumière du Soleil et tempérer la surface. Seules les particules du vent solaire sont
parfois capturées et retenues prisonnières près de la surface pendant quelques jours
ou quelques semaines. Les régions polaires de Mercure sont peu éclairées par le
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Chapitre 10
Soleil, la température y est suffisamment basse pour que des calottes polaires
constituées de glace puissent exister.
La détection d'un champ magnétique (très faible) et la densité élevée indiquent que
l'intérieur de la planète s'est différencié - c'est à dire que son noyau est
probablement assez
volumineux par rapport
à la croûte et formé
presqu'exclusivement de fer (voir Figure 10.3). L'évolution de Mercure a dû être
semblable à celle de la Lune durant les premiers 500 millions d'années du système
solaire, alors que les bombardements météoritiques furent importants. Par la suite,
avec le refroidissement et la contraction de son noyau de fer, la surface s'est plissée
et l'activité volcanique s'est arrêtée rapidement, probablement plus tôt que sur la
Lune.
Vénus
Figure 10.7: Vénus
Vénus est la deuxième planète à partir du Soleil. Sa période de révolution orbitale
n'est que 225 jours. Tout comme Mercure, il s'agit d'une planète inférieure, on ne
peut donc l'apercevoir qu'au voisinage du Soleil un peu avant son lever ou après son
coucher. Il s'agit d'un des objets les plus brillants que l'on puisse voir dans le ciel;
on peut parfois même l'observer en plein jour.
L'atmosphère très épaisse qui entoure Vénus est quasi-opaque à la lumière visible,
ce qui nous empêche de distinguer sa surface de l'extérieur. Près de 90% de cette
couche atmosphérique se situe à moins de 50 km d'altitude. Par comparaison, sur la
Terre 90% de l'atmosphère est contenue dans les premiers 10 km au dessus de la
surface. L'analyse spectroscopique de la lumière solaire réfléchie par le sommet de
la couche nuageuse révèle une composition chimique dominée par le gaz carbonique
(CO2). La température qui règne au sommet de l'atmosphère est semblable à celle
au sommet de l'atmosphère terrestre. Par contre la température de surface atteint
plus de 450oC.
La masse totale de l'atmosphère de Vénus est environ 90 fois plus grande que celle
de la Terre. Elle est composée à 96.5% de dioxyde de carbone. Le reste (3.5%) est
presqu'entièrement de l'azote moléculaire ( N2 ) (voir Figure 10.2). On trouve
quelques traces de vapeur d'eau (H2O), de monoxyde de carbone (CO), de dioxyde
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de soufre (SO2) et d'argon (Ar). Le dioxyde de carbone dans l'atmosphère de Vénus
absorbe 99% de la radiation infrarouge libérée par la surface de la planète, ce qui
empêche cette radiation de s'échapper dans l'espace. Cet effet de serre est la cause
directe de la température de surface si élevée. Sur Terre, la température
légèrement plus basse a permis à la vapeur d'eau de se condenser et d'entraîner
avec elle le dioxyde de carbone qui est aujourd'hui renfermé dans les océans et les
roches de surface. Sur Vénus, le gaz responsable de l'effet de serre n'a jamais pu
quitter l'atmosphère car la température initiale y était un peu trop élevée.
Près de 20 sondes spatiales automatisées ont visité notre voisine au cours des deux
dernières décennies. Les sondes soviétiques se sont concentrées sur l'étude de
l'atmosphère; certaines se sont même posées sur la surface et nous ont retourné
quelques images avant d'être détruites par l'environnement hostile. Le programme
américain de son côté a permis de dresser des cartes radar de la surface a partir de
sondes en orbite autour de la planète. La plus récente de ces missions américaines
est la sonde Magellan qui permet de distinguer des objets dont la taille atteint
environ 120 mètres. La surface de Vénus n'est pas très accidentée, il s'agit plutôt
d'une vaste plaine ondulante avec quelques régions surélevées. On distingue deux
grandes zones continentales plus élevées d'une taille comparable à celle de
l'Australie: Ishtar Terra et Aphrodite Terra. Quelques cratères sont d'origine
météoritique, mais beaucoup semblent plutôt volcaniques.
La masse de Vénus est assez importante pour que le refroidissement interne ne soit
pas terminé et que cette planète soit encore active géologiquement. Jusqu'à
maintenant nous n'avons pas encore directement observé de volcans en activité,
mais certaines preuves indirectes suggèrent que la planète est active. Ainsi, les
images obtenues par la sonde Magellan montrent des structures qui ressemblent à
des cônes ou des dômes d'origine volcanique. On a aussi détecté des fluctuations du
taux de dioxyde de soufre dans l'atmosphère de Vénus ainsi que des sursauts
d'ondes radio similaires à ceux causés par des décharges électriques qui se
produisent lors des éruptions volcaniques sur la Terre. De plus, les quelques
photographies et analyses de la surface, obtenues par les sondes soviétiques,
montrent des pierres plates au rebords tranchants et de nature basaltique, ce qui
implique une origine volcanique. Certaines autres pierres ressemblent au granite
terrestre et proviennent probablement de la croûte originelle.
L'absence d'un champ magnétique détectable autour de Vénus est très certainement
le résultat de sa période de rotation extrêmement lente (243 jours), qui ne permet
pas la création d'un effet dynamo dans son noyau. Les géologues croient que la
surface de Vénus est semblable à celle de la Terre d'il y quelques milliards d'années.
Il est possible que le volcanisme ait débuté mais que la croûte soit encore
relativement mince. Ils estiment aussi que la convection de matière dans le
manteau ne soit pas encore assez importante pour que le mouvement des plaques
tectoniques modifie sa surface.
Mars
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Figure 10.8: Mars
Mars est située environ 1.5 fois plus loin du Soleil que la Terre. Son orbite est
nettement plus elliptique que celle de notre planète, donc sa distance par rapport au
Soleil varie davantage. La durée de l'année martienne est presque le double de la
notre. Tout comme la Terre, l'axe de rotation de Mars est incliné (~25o) et il y donc
un cycle des saisons sur cette planète. Lorsque Mars est en opposition, l'observation
télescopique révèle un petit disque rougeâtre avec quelques taches sombres et
claires. On distingue aussi les calottes polaires constituées de glace sèches (CO2)
qui grandissent ou diminuent avec le changement des saisons.
Plusieurs sondes nous ont fourni des renseignements sur cette planète. Ainsi, en
1971, la sonde Mariner 9 a cartographié toute la surface martienne, dévoilant la
présence de volcans, de canyons et de canaux. Les missions les plus spectaculaires
furent celles de Viking 1 et Viking 2, qui se sont posées en douceur et qui nous ont
retourné une vaste quantité d'informations sur l'atmosphère et la surface de Mars
durant leurs quelques années de fonctionnement.
Les deux hémisphères de Mars ne sont pas symétriques; au nord on trouve surtout
de grandes étendues peu accidentées, tandis qu'au sud on remarque davantage de
cratères et de montagnes. L'absence de cratères dans l'hémisphère nord suggère
que cette région est plus jeune et que la surface s'est renouvelée par l'activité
géologique. On identifie une seule région plus élevée que l'on peut apparenter à un
continent, le plateau Tharsis, situé près de l'équateur. C'est dans cette région que
l'on retrouve les plus grands volcans de tout le système solaire, dont Olympus
Mons qui s'élève à plus de 26 km d'altitude. La taille de ces volcans est le résultat
de la faible gravité de surface de Mars. Aucune activité volcanique récente n'a été
détectée.
La présence de canaux, semblables aux lits de rivières asséchées, nous indique que
de grande quantité d'eau liquide coulait sur la surface de Mars il y a de nombreuses
années. Il est possible que cette eau soit emprisonnée dans le pergélisol sous la
surface ou, en partie, dans les calottes polaires. Ces deux calottes sont constituées
d'une couche saisonnière qui grandit ou diminue, et d'une plaque de glace sousjacente gelée en permanence. Au contraire de la Terre où le fer s'est différencié de
la croûte pour se retrouver dans le noyau, le sol martien est riche en fer qui s'oxyde
au contact de l'oxygène et qui produit de l'oxyde de fer (rouille), conférant à Mars
sa couleur rougeâtre.
L'atmosphère martienne est principalement constituée de dioxyde de carbone (CO2)
(voir Figure 10.2). Elle est très ténue car la pression au sol n'est qu'environ 1/150
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de celle de la Terre. Il est possible que cette couche fut plus dense il y 4 milliards
d'années, mais l'atmosphère s'est depuis évaporée dans l'espace ou a été absorbée
dans le sol et le pergélisol. Encore de nos jours la mince couche atmosphérique
s'échappe lentement dans l'espace. Les températures à la surface sont en moyenne
environ 50o C plus basses que sur Terre. Le climat est assez semblable à ce que
nous connaissons avec des tempêtes de sable, des nuages et du brouillard.
Les deux sondes Viking ont procédé à trois expériences dans le but de détecter des
formes de vie sur Mars. Au début, on a cru que les résultats étaient positifs, mais
depuis nous avons réalisé qu'il s'agissait plutôt de réactions chimiques inorganiques.
Mars est accompagnée de deux petites lunes, Phobos et Deimos, qui sont
probablement des astéroïdes que la planète a capturés au début de son histoire.
Leur densité (2g/cm3) est beaucoup petite que celle des autres corps des régions
internes du système solaire. Ils sont peut-être plus représentatifs des premières
phases de la formation de notre système solaire.
Il n'y a pas de champ magnétique autour de Mars. Or, puisque la planète tourne
rapidement sur elle-même, ceci nous indique que son noyau n'est pas métallique
et/ou liquide (voir Figure 10.3). Comme il n'y a plus de volcanisme, que la densité
moyenne est basse (4 g/cm), et que la surface est riche en fer nous croyons que
l'intérieur de Mars n'a jamais été en fusion comme c'est le cas pour la Terre. S'il y a
jamais eu de mouvements de plaques tectoniques, ceux-ci se sont arrêtés il y plus
de 2 milliards d'années avec le refroidissement rapide dû à la faible masse de la
planète. Mars apparaît comme un monde géologiquement mort.
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