Orbite et visibilité de Mercure
Mercure – le messager
Mercure le messager rapide des dieux anciens.
Mercure était bien connu de nombreux peuples anciens qui l’observaient comme un point lumineux dans le ciel du soir ou du matin. En raison de son mouvement comparativement rapide par rapport aux étoiles, les Grecs anciens associaient ce corps céleste au messager rapide des dieux , et nous utilisons maintenant le nom correspondant de la mythologie romaine, Mercure .
C’est aussi le nom du métal lourd bien connu qui est liquide à température ambiante et qui est utilisé dans les thermomètres.
Sur cette page, nous allons nous intéresser à l’orbite de Mercure dans le système solaire et à la visibilité de cette planète, lorsqu’elle se déplace autour du Soleil. Vous trouverez plus d’informations sur les propriétés physiques de Mercure sur une autre page .
L’orbite de Mercure
Mercure est la planète la plus intérieure du système solaire.
Mercure est la planète la plus proche du Soleil , la plus intérieure de tous les mondes du système solaire.
Mercure tourne autour du Soleil sur une orbite elliptique à une distance moyenne de 58 millions de km ; la période orbitale est de 88 jours terrestres ou 0,24 année terrestre. Son orbite est inclinée d’environ 7° par rapport au plan de l’écliptique qui marque la trajectoire annuelle du Soleil parmi les étoiles, vue de la Terre. (L’écliptique est la projection de l’orbite de la Terre sur la sphère céleste).
L’orbite de Mercure est très excentrique . Lorsqu’elle est au « périhélie » (le point orbital où une planète est la plus proche du Soleil), Mercure se trouve à environ 46,0 millions de km du Soleil et à « l’aphélie » (le point orbital le plus éloigné du Soleil), elle est à une distance de 69,8 millions de km. Elle est donc environ 1,5 fois plus éloignée à l’aphélie qu’au périhélie – ceci est également exprimé par l' »excentricité » orbitale qui est plutôt grande (0,2056). À titre de comparaison, l’excentricité de l’orbite de la Terre, beaucoup plus circulaire, n’est que de 0,0167.
Mercure, en tant que planète la plus intérieure, est également la planète majeure qui se déplace le plus rapidement dans le système solaire . Sa vitesse orbitale moyenne est d’environ 48 km/s (la Terre se déplace à 30 km/s). La période sidérale de Mercure est d’environ 88 jours terrestres – c’est l’intervalle de temps dont un corps a besoin pour accomplir une révolution autour d’un autre corps par rapport aux étoiles. La période synodique de Mercure est d’environ 116 jours terrestres – c’est l’intervalle de temps nécessaire pour que Mercure se retrouve à nouveau dans la même position par rapport au Soleil, vu de la Terre (la différence est causée par le mouvement simultané de la Terre sur son orbite). Ces deux périodes sont les plus courtes de toutes les grandes planètes.
Le mystérieux décalage du périhélie
Une propriété intéressante de l’orbite de Mercure est le décalage du périhélie observé , c’est-à-dire que la direction du périhélie et de l’aphélie de Mercure (la » ligne des apsides « ) progresse lentement le long de l’orbite. Cet effet est présent dans toutes les orbites planétaires et est principalement causé par l’interaction gravitationnelle avec les autres planètes.
Mais on a découvert au XIXe siècle, grâce à des observations positionnelles très précises, que le taux mesuré du décalage du périhélie de Mercure différait d’environ 43 secondes d’arc par siècle de ce que prévoyait la théorie gravitationnelle classique (newtonienne) .
L’origine de cette divergence a longtemps été un grand mystère. Cependant, il a depuis été constaté que le mouvement est parfaitement conforme à la théorie générale de la relativité d’Albert Einstein – lorsque les termes « relativistes » sont introduits, il y a un accord absolu entre l’observation et la théorie. Ce phénomène est donc désormais parfaitement compris et constitue en fait l’une des meilleures preuves de la validité de la théorie d’Einstein.
La visibilité de Mercure
Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la plus difficile à observer, car elle est toujours assez proche du Soleil dans le ciel. En raison de son mouvement orbital, elle semble se balancer d’avant en arrière autour du Soleil, atteignant une distance angulaire maximale d’environ 28°.
Lorsque Mercure est à l’ouest du Soleil, on peut l’apercevoir assez bas dans le ciel du matin avant le lever du Soleil ; lorsqu’elle est à l’est du Soleil, on la voit dans le ciel du soir et elle se couche peu après le Soleil. Lorsqu’elle est haute dans le ciel en journée, la proximité de Mercure avec le Soleil fait qu’il est pratiquement impossible de la voir à l’œil nu (et il est bien sûr toujours dangereux de regarder en direction du Soleil !).
De loin, le meilleur moment pour observer Mercure est donc juste avant le lever du soleil ou juste après son coucher .
Les phases de Mercure
Les phases de Mercure et l’évolution de sa taille apparente.
Comme toutes les autres planètes et lunes, y compris notre propre Lune, Mercure brille par réflexion de la lumière solaire. De plus, comme son orbite est à l’intérieur de celle de la Terre, Mercure présente des phases qui sont similaires à celles de la Lune . La principale différence est que, en raison de la distance changeante entre la Terre et Mercure, sa taille apparente change considérablement plus que celle de la Lune.
Vu de la Terre, il n’est normalement pas possible d’observer Mercure lorsqu’elle est » pleine » car elle se trouve alors de l’autre côté du Soleil (dans la » conjonction supérieure « , voir ci-dessous) et située très près du Soleil dans le ciel. Lorsqu’elle est la plus brillante, Mercure apparaît dans la phase » croissant « . Lorsqu’elle est la plus proche de la Terre (à la » conjonction inférieure » et à la » nouvelle « ), le diamètre apparent de Mercure est presque trois fois plus grand qu’à la conjonction supérieure. C’est également à ce moment que Mercure passe parfois directement devant le disque solaire – un événement astronomique appelé » transit de Mercure « . Cela se produit le 7 mai 2003.
Configurations
Les différentes configurations planétaires.
Pour caractériser les positions d’une planète sur son orbite par rapport à la Terre et au Soleil, les astronomes se réfèrent souvent à certaines positions, appelées » configurations « . Pour Mercure et Vénus (les » planètes inférieures « , c’est-à-dire qui sont plus proches du Soleil que la Terre), les configurations suivantes se produisent :
- la conjonction inférieure , lorsque la planète passe entre le Soleil et la Terre ;
- la plus grande élongation ouest , lorsque la planète se trouve à l’ouest du Soleil de sorte que l’angle Soleil-Terre-planète est le plus grand possible (environ 28° dans le cas de Mercure et 45° pour Vénus) ;
- la conjonction supérieure , lorsque la planète se trouve du côté opposé au Soleil par rapport à la Terre ; et
- la plus grande élongation orientale , lorsque la planète est le plus à l’est possible du Soleil – les angles sont les mêmes que ceux mentionnés ci-dessus.
Pour une planète extérieure ( » supérieure « ) comme Mars, Jupiter etc, les configurations suivantes se produisent :
- opposition , lorsque la planète se trouve sur le côté opposé de la Terre par rapport au Soleil ;
- quadrature occidentale , lorsque la planète se trouve à l’ouest du Soleil et que l’angle Soleil-Terre-planète est exactement de 90° ;
- conjonction , lorsque la planète est sur le côté opposé du Soleil par rapport à la Terre, et
- quadrature orientale , lorsque la planète est à l’est du Soleil et que l’angle Soleil-Terre-planète est à nouveau de 90°.
Quand se produisent les phénomènes de transit ?
Orbites de Mercure et de la Terre autour du Soleil.
Lorsque Mercure est en conjonction inférieure (cela se produit en moyenne une fois tous les 116 jours – la période synodique, voir ci-dessus) et qu’elle est en même temps proche de l’un des nœuds orbitaux (les points d’intersection entre l’orbite de Mercure et l’écliptique), elle passe devant (« transite ») le disque solaire, vu de la Terre. Le plan orbital de Mercure est incliné d’un angle de 7° par rapport au plan de l’écliptique et les deux conditions – que Mercure soit simultanément à une conjonction inférieure et à un nœud orbital – ne sont pas toujours remplies. Les transits de Mercure sont donc des événements célestes assez rares .
En moyenne, on compte 13 transits de Mercure par siècle , soit environ un tous les 7 ans et demi. Cependant, ils ne se produisent pas à intervalles réguliers, mais successivement à des intervalles de 13, 7, 10 et 3 ans. Chaque année, la Terre passe devant la ligne des nœuds de Mercure vers le 7 mai et le 9 novembre. Les transits de Mercure ne peuvent donc se produire qu’à ces dates. Cette année, un transit a lieu le 7 mai 2003 , et les prochains événements auront lieu le 8 novembre 2006 et le 9 mai 2016 .
Les transits de Mercure ne durent pas tous aussi longtemps. Le temps que prend Mercure pour se déplacer à travers le disque solaire varie – il dépend de la vitesse momentanée de la planète sur son orbite et, en particulier, de la trajectoire exacte à travers la face du Soleil. Un transit de Mercure peut durer jusqu’à 9 heures.
Le dernier transit de Mercure a eu lieu en 1999 mais il n’était pas visible depuis l’Europe.
Les quatre contacts
Les principaux événements qui se produisent pendant un transit sont commodément appelés » contacts « , tout à fait analogues aux contacts d’une éclipse solaire annulaire :
- Le premier contact est le début du transit, lorsque le point le plus proche du disque de la planète » touche » pour la première fois le limbe solaire. Il est toujours difficile de dire exactement quand cela se produit, mais peu après ce moment, la planète peut être perçue comme une petite encoche sombre dans ce limbe.
- Le deuxième contact est le moment où le disque sombre traverse complètement le limbe solaire et est désormais vu dans son entité devant le Soleil. Au cours des heures suivantes, la planète silhouettée traverse lentement le disque solaire brillant. Au
- troisième contact , la planète » touche » pour la première fois le limbe solaire opposé et l’événement de transit se termine au
- quatrième contact , lorsque le disque planétaire » quitte » finalement complètement le Soleil.
Un transit de la Terre
La Terre et la Lune transitant le disque solaire, vues de Mars, le 11 mai 1984 (heure terrestre).
Aucun transits des planètes extérieures ne peut évidemment être observé depuis la Terre. Cependant, les transits solaires de la Terre (ainsi que de toute autre planète plus proche du Soleil) peuvent être observés depuis la surface des planètes extérieures.
Par exemple, le 11 mai 1984, la Terre a pu être observée depuis Mars en transit sur le disque solaire . Il a fallu environ 8 heures à notre planète pour traverser la face du Soleil et la Lune de la Terre a suivi environ 6 heures derrière. Ainsi, pendant un certain temps, la Terre et la Lune étaient toutes deux visibles comme des points noirs en mouvement à la surface du Soleil – c’est-à-dire si vous aviez observé depuis Mars !