Rotația lui Mercur

Rotația Mercur este un subiect important de studiu în planetology . Deși la sfârșitul XIX - lea  secol , Giovanni Schiaparelli ar fi crezut că Mercur este în rotație sincronă și că acest rezultat ar fi fost susținute ulterior de alți astronomi, observații de la mijlocul anilor 1960 , a ajutat la constatarea că planeta se află în 3: 2 rezonanța spin-orbită , adică perioada de rotație siderală (58,65 zile) este de două treimi din perioada sa de revoluție (87,97 zile). Drept urmare, Mercur nu arată întotdeauna aceeași față față de Soare, dar perioada sa de rotație solară durează două rotații complete (175,94 zile).

Cronologia determinării perioadei de rotație

Începutul XIX - lea  secol: primele estimări

Observațiile optice ale Mercur a avut loc de la începutul XIX - lea  secol . Primele observații intensive de Johann Hieronymus Schröter au fost analizate de Friedrich Wilhelm Bessel în 1813, care a anunțat că a dedus o perioadă de rotație apropiată de 24 de ore.

1889-1965: Mercurul ar trebui să fie în rotație sincronă

În 1889, Giovanni Schiaparelli a estimat, din observațiile sale, că Mercur se rotește lent și este cel mai probabil în rotație sincronă , cu o perioadă de 88 de zile.

Eugène Antoniadi în 1934, Audouin Dollfus în 1953 și alții au estimat, de asemenea, o perioadă de rotație de 88 de zile de la observațiile lor.

În 1963, primele observații radar ale planetei, făcute de Roland Carpenter și Richard Goldstein  (în) păreau în concordanță cu această perioadă de 88 de zile.

Prin urmare, hărțile lui Mercur au fost făcute din ideea că a fost mapată fața sa presupusă întotdeauna iluminată . Cele coordonate pe suprafața lui Mercur apoi utilizat ca referință 0 de longitudine meridianul care trece prin centrul acestei fețe .

1965: observații radar la salvare

Pettengill și Dyce, 1965: primele măsurători fiabile ale rotației, datorită observațiilor radar

De la 6 aprilie 1965, Gordon Pettengill și Rolf Dyce de la Universitatea Cornell observă Mercur cu radiotelescopul Arecibo . Aceștia obțin apoi o perioadă de rotație de 59 ± 5 zile.

Această măsurare contrazice previziunea făcută de Schiaparelli și arată că Mercurul nu se află în rotație sincronă în jurul Soarelui, ci posibil în rezonanța orbitei de spin 3: 2.

Govern, Gross și Rasool, 1965: rafinarea valorii prin observații vizibile

În 1965, WE McGovern, SH Gross și SI Rasool au publicat un articol care arăta că observațiile vizuale nu erau doar compatibile cu observațiile radar, ci făceau posibilă determinarea unei valori mai precise a rotației lui Mercur. Aceștia obțin astfel o perioadă de rotație de 58,4 ± 0,4 zile.

Dyce, Pettengill și Shapiro, 1967

Din observațiile radar făcute în aprilie și August 1965, BR Dyce , GH Pettengill și Irwin I. Shapiro au anunțat în 1967 o valoare de 59 ± 3 zile.

1970: redefinirea coordonatelor pe Mercur

Deoarece noile măsurători au arătat că Mercurul este probabil într-o rezonanță de spin-orbită 3: 2, Uniunea Astronomică Internațională a redefinit, în 1970 , meridianul 0 ° al lui Mercur ca meridian solar la primul periheliu după1 st luna ianuarie anul 1950. Acest meridian original, precum și opusul său de 180 de grade, corespund celor două puncte fierbinți ale lui Mercur, inclusiv celor două meridiane care se găsesc, alternativ, cu fața către Soare în timpul periheliilor lui Mercur.

Alte rafinamente

Goldstein, 1971

În 1971, Goldstein a rafinat determinarea perioadei de rotație a lui Mercur la 58,65 ± 0,25 zile folosind observații radar.

Murray, Dollfus și Smith, 1972

JB Murray , Audouin Dollfus și B. Smith au stabilit, în 1972, că axa de rotație a lui Mercur este perpendiculară pe planul orbitei sale la mai bine de 3 grade și că perioada de rotație este de 58,644 ± 0,009 zile, „nu semnificativ diferită de la două treimi din perioada revoluției ” .

Mariner 10 , 1974-1975

Explorarea planetei de către sonda Mariner 10 în 1974-1975 a făcut posibilă determinarea faptului că perioada de rotație a lui Mercur valorează 58,646 ± 0,005 zile.

Studii teoretice

Referințe

  1. Captarea lui Mercur în rezonanța orbitei spin 3: 2 se explică prin mișcarea haotică a orbitei sale , Observatorul Paris ,1 st luna iulie 2004 de.
  2. De la Mercur la Pluton, planete și sateliți, Pierre Humbert, 1937, p.  10-19
  3. Pettengill și Dyce 1965 .
  4. McGovern, Gross și Rasool 1965 .
  5. Dyce, Pettengill și Shapiro 1967 .
  6. (en) Calvin J. Hamilton, Mercur , Institutul de Cercetări Spațiale al Academiei de Științe din Rusia , 1997.
  7. Murray și colab. 1972 .

Bibliografie

Document utilizat pentru scrierea articolului : document utilizat ca sursă pentru acest articol.