planète (suite)

On ne connaît pas de satellite à Mercure, un tel corps risquant, d’ailleurs, d’être peu accessible à l’observation dans les rares occasions où la planète s’écarte suffisamment du Soleil, toujours assez bas sur l’horizon. La proximité relative du Soleil, cette fois dans l’espace, est également défavorable à la conservation de satellites par une planète, surtout aussi petite que Mercure. De même, Vénus en est dépourvue, alors que les planètes plus lointaines sont toutes accompagnées de satellites parfois nombreux.

Vénus

Cette planète est connue sous les noms d’étoile du Berger, d’étoile du Matin ou d’étoile du Soir. S’écartant du Soleil d’un peu plus de 45°, elle peut être visible une ou deux heures, à des hauteurs parfois importantes au-dessus de l’horizon, avant le lever du jour ou après sa chute. En élongation, sa phase est celle d’un quartier lunaire, mais ni son diamètre, ni son éclat n’atteignent à ce moment leur maximum. Le premier est évidemment le plus grand en conjonction inférieure, la planète étant alors pratiquement impossible à observer ; le second est maximal entre cette conjonction et l’élongation, et fait alors de Vénus l’astre le plus brillant du ciel avec une magnitude apparente de – 4.

Le diamètre apparent de Vénus varie, d’une conjonction supérieure à une conjonction inférieure, dans le rapport de 1 à 6 (de 10″ à 60″) ; cela n’est pas suffisant pour mettre à la portée de l’œil nu les phases de la planète, comme on l’a prétendu parfois, et il a fallu les premières lunettes d’approche pour les déceler.

Le globe de Vénus a des dimensions très voisines de celles du globe de la Terre ; sa densité moyenne (5,1) est aussi du même ordre. En raison des distances et des inclinaisons des plans orbitaux, les passages de Vénus devant le Soleil sont beaucoup moins fréquents que ceux de Mercure ; ils se produisent par deux, séparés de huit ans, à intervalles d’un peu plus d’un siècle. Les derniers ont eu lieu en 1874 et en 1882, tandis que les prochains auront lieu en 2004 et en 2012, puis en 2117 et en 2125. Ces passages ont été l’occasion d’observations qui ont permis de bonnes déterminations de la parallaxe solaire (c’est-à-dire de la distance moyenne du Soleil à la Terre, qui est l’unité d’échelle de tout le système solaire) ainsi que du diamètre de la planète.

Les essais spatiaux ont apporté des données directes sur la planète grâce à l’approche, puis au dépôt d’engins sur son sol même. Les derniers de ces engins (depuis 1970) ont réussi à y arriver intacts. « Venera 8 », en 1972, a résisté 50 mn aux conditions infernales qui y règnent, après avoir enregistré, pendant sa descente ralentie grâce à un parachute de l’altitude de 30 km jusqu’au sol, une température qui croissait régulièrement de 170 à 465 °C, tandis que la pression passait de 6 à 93 bars. Des vents violents circulent en altitude, mais, au sol même, c’est la stagnation. En surface, la densité n’est que de 1,5 environ, bien que le terrain paraisse ressembler à un basalte, moins compact que les basaltes terrestres. Les engins « Venera 9 » et « Venera 10 », en 1975, ont confirmé ces résultats et fourni, en outre, après leur atterrissage, les deux premières photographies prises de la surface même de la planète, révélant un sol jonché de champs de pierres et d’éboulis rocheux. Composée pour 95 p. 100 de gaz carbonique, l’atmosphère contient très peu d’oxygène et d’azote. Ses couches supérieures confèrent à Vénus, vue de l’extérieur, un albédo de 0,64, qui est le plus fort parmi toutes les planètes et en fait un astre éclatant de lumière.

Mars

Mars n’est pas la planète qui approche le plus la Terre : au plus près, il est d’un bon tiers plus loin que Vénus dans les mêmes conditions, et son diamètre apparent maximal n’atteint pas celui de Vénus ni celui de Jupiter. Mars est pourtant, depuis les débuts de l’astronomie physique, la planète qui passionne le plus savants et profanes, parce que sa surface laisse voir une grande richesse de détails, dont les astronomes ont commencé dès le xix^e s. à dresser des cartes ; pour la même raison, on connaît avec précision depuis longtemps la position de son axe de rotation et la durée de celle-ci.

L’orbite de Mars présente une particularité qui eut un intérêt historique, car elle a bien servi Kepler pour trouver les lois du mouvement planétaire ; son excentricité est en effet, après celle de l’orbite de Mercure, la plus forte entre toutes les planètes. C’est ce qui a permis à Kepler, exploitant les excellentes observations de Tycho Brahe, de reconnaître plus aisément le caractère elliptique du mouvement.

Le diamètre du globe de Mars excède de peu le rayon terrestre, valant sensiblement le double du diamètre lunaire. Il est aplati d’environ 1/70, ce qui paraît considérable pour une période de rotation de 24 h 37 mn seulement.

Mars est la seule planète dont la surface montre au moins deux types de changements analogues à de grands phénomènes terrestres : tout d’abord des voiles très différents de nos nuages, beaucoup plus étendus et apparaissant assez rarement, qui cachent parfois une partie importante de la surface et sont très probablement des nuages de poussière soulevés par des vents violents ; d’autre part un cycle saisonnier marqué surtout par une oscillation périodique, au cours de l’année martienne, de la surface des calottes polaires claires, constituées vraisemblablement d’un socle permanent de glace sur lequel vient se déposer, à la saison froide, de la neige carbonique qui se sublime en été.

L’exploration spatiale a donné sur Mars les résultats les plus étonnants, bien que prévus pour une certaine part. Les premières sondes « Mariner » (américaines) et « Mars » (soviétiques) n’ont fait que contourner la planète à des milliers de kilomètres, en transmettant soit quelques données physiques, soit des images (« Mariner 4 », le premier en juillet 1965) ; mais « Mariner 9 », stabilisé sur une orbite de satellite martien, a transmis des milliers d’images, prises à moins de 1 500 km d’altitude et qui fournissent la cartographie des 5/6 de la surface de Mars. On y voit non seulement des cratères de toutes dimensions, mais encore des sillons larges et profonds, longs de centaines, voire de milliers de kilomètres, des réseaux ramifiés qui évoquent d’anciens lits de fleuves et de leur système d’affluents, et des volcans éteints, aux cônes gigantesques (le plus important culmine à environ 25 km d’altitude et mesure près de 600 km de diamètre à la base), localisés dans l’hémisphère Nord. Soulevant du sable ou une poussière météorique, l’érosion éolienne a été avec le volcanisme un facteur dominant de la formation du paysage. L’eau est rare, peut-être liquide seulement à certains moments et endroits : on pense par exemple aux oueds des régions désertiques de la Terre. Il fait évidemment plus froid sur Mars que sur la Terre : en moyenne – 20 °C. Dans l’atmosphère, beaucoup moins dense que la nôtre, l’azote domine à 95 p. 100, le reste étant surtout du gaz carbonique. La possibilité d’existence de formes élémentaires de vie sur Mars ne pouvant être exclue, les deux sondes américaines « Viking » qui se sont posées sur la planète en 1976 ont accompli trois types d’expériences biologiques en vue de déceler d’éventuels signes d’activité métabolique, de respiration et de photosynthèse. Malheureusement, l’interprétation des résultats de ces expériences demeure pour l’instant ambiguë, les échantillons de sol martien analysés ayant manifesté une grande activité susceptible de provenir de phénomènes biologiques, mais s’étant révélés dépourvus de constituants organiques, ce qui paraît, au contraire, exclure l’intervention de toute forme de vie de type terrestre. Mars possède deux satellites naturels, Deimos et Phobos, très petits, découverts à Washington le même jour, en août 1877, par Asaph Hall (1829-1907) ; photographiés par « Mariner 9 », ils se révèlent être de gros blocs rocheux et informes. Leur observation est difficile, car ils sont en moyenne de magnitude 15. Tous deux gravitent assez près de la planète, le premier en 7 h 39 mn à 2,77 rayons équatoriaux de son centre, le second en 30 h 18 mn à 6,95 rayons.