LUNE

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Géologie

Caractères généraux

Que ce soit avec la plus modeste des lunettes ou avec la meilleure photographie Apollo, le cratère est l'élément morphologique dominant, tant sur la surface visible que sur la face cachée. Comme sur la plupart des planètes et des satellites, ces cratères présentent une grande variété de formes : les plus petits, ceux dont le diamètre est inférieur à 10 kilomètres, ont une forme de bol et ils sont entourés d'une couronne de débris, les éjecta ; ils sont appelés cratères simples. Ceux dont le diamètre est compris entre 20 et 200 kilomètres ont une morphologie toute différente : leur fond est plat, leurs parois internes présentent de nombreux gradins, et ils possèdent un piton central ; la couronne de débris périphérique est bien développée et perforée de chaînes alignées de petits cratères, rayonnant du cratère principal ; ils sont appelés cratères complexes. Les cratères de plus de 200 kilomètres de diamètre portent le nom de bassins ; ils ont les mêmes caractéristiques externes que les cratères complexes mais, à l'intérieur, le piton central est remplacé par un anneau.

Cependant, cette variété de formes cache une unité d'origine, car toutes les formes intermédiaires existent et l'on passe graduellement des cratères simples aux cratères complexes et aux bassins. La communauté scientifique a été longtemps divisée quant à l'origine de ces cratères : s'agissait-il de phénomènes volcaniques ou d'impacts de météorites ? Des comparaisons avec les cratères terrestres, volcaniques et météoritiques, et avec les cratères résultant d'explosions chimiques ou nucléaires, des simulations en laboratoire, la présence de cratères dans des régions lunaires non volcaniques, la découverte sur place des traces de l'onde de choc créée par la chute du météorite, ont prouvé de façon définitive que la quasi-totalité des cratères lunaires avaient une origine météoritique ; les pitons et les anneaux centraux en particulier sont créés par des phénomènes de rebond lors de chocs particulièrement violents. Les terrasses sont créées par des glissements instantanés des lèvres.

Les deux plus grands bassins, Orientale et Imbrium, représentent les traits morphologiques dominants de la Lune. Ils ont une structure plus complexe encore et comportent trois ou quatre structures concentriques dont l'origine n'est pas encore parfaitement élucidée. Les éjecta de chacun de ces bassins recouvrent plusieurs centaines de milliers de kilomètres carrés et leur morphologie est très typique : ils se présentent sous forme de rides et de sillons disposés plus ou moins radialement aux bassins.

Bassin lunaire Orientale

Photographie : Bassin lunaire Orientale

Le bassin Orientale entourant la mer Orientale (Mare Orientale) apparaît vers le centre de cette image acquise par la sonde Galileo le 9 décembre 1990. La face de la Lune visible depuis la Terre est à droite, la face cachée à gauche. Le vaste océan des Tempêtes (Oceanus Procellarum) et la... 

Crédits : Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory

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Une autre cause de la variété de formes des cratères et des bassins existe : il s'agit de leur oblitération par les chutes de météorites postérieures, phénomènes qui altèrent complètement les éléments caractéristiques primitifs. La plus ou moins grande importance de cette oblitération permet d'ailleurs d'établir une datation relative des cratères : les cratères jeunes ont subi évidemment moins de bombardements que les cratères anciens. De plus, les cratères les plus récents sont entourés d'un système de raies brillantes, constitué d'éjecta finement pulvérisés, comme le système rayonnant autour de Tycho, visible depuis la Terre avec une simple jumelle. Ces raies brillantes sont « rapidement » assombries par le vent solaire.

Sur les corps sans atmosphère, non soumis à l'érosion, toute forme de relief est quasi éternelle sauf en cas de recouvrement par des terrains postérieurs ; les dénombrements de cratères permettent donc de dater les terrains. En effet, plus une formation géologique est ancienne, plus son temps d'exposition au bombardement météoritique a été long, et plus elle sera cratérisée. Une évaluation de la densité des cratères (nombre de cratères par unité de surface) permet donc d'établir une chronologie relative. Appliquée à la Lune, cette méthode montre qu'il existe du point de vue chronologique deux grandes catégories de terrains : les mers, peu cratérisées, donc relativement jeunes, et les continents, très cratérisés, donc relativement anciens. La dualité des terrains, d'abord mise en évidence par les deux types d'albédo (clair et sombre), est donc confirmée par la dualité des âges.

Les échantillons ramenés par les missions Luna et Apollo ont permis de déterminer et l'âge de la Lune et celui des terrains où ils ont été prélevés, grâce aux méthodes classiques mais hautement perfectionnées pour les études lunaires, fondées sur la radioactivité. On a ainsi trouvé un âge de 4,55 milliards d'années pour la Lune, un âge supérieur ou égal à 3,8 milliards d'années pour les continents, et un âge compris entre 3,8 et 3,2 milliards d'années pour les mers. Le dénombrement des cratères sur les terrains où ont été prélevés ces échantillons permet d'établir la relation entre l'âge du terrain et sa densité en cratères. Cette relation présente un double intérêt : d'une part, elle permet une datation absolue de n'importe quel terrain de la Lune, même si on n'y est jamais allé, donc de généraliser les âges obtenus ponctuellement aux sites d'atterrissage ; d'autre part, elle montre que l'intensité du bombardement météoritique a varié au cours du temps. Avant 3,8 milliards d'années, ce bombardement a été catastrophique ; il a très fortement décru entre 3,8 et 3,5 milliards d'années, période à la fin de laquelle il s'est stabilisé au taux très bas qu'il a encore aujourd'hui.

Si la chute de grosses météorites est aujourd'hui un phénomène très rare, il n'en est pas de même des petites météorites et des micrométéorites. Les sismographes déposés sur la Lune par les missions Apollo ont enregistré en moyenne la chute d'une petite météorite par mois dans un rayon de 200 kilomètres autour des instruments. Des traces d'impacts microscopiques occasionnés par des micrométéorites (masse inférieure au microgramme) ont été retrouvées sur les lentilles d'une des caméras de la sonde Surveyor-3 ramenée sur Terre par la mission Apollo-12. La chute de ces petites météorites et micrométéorites (qui, sur Terre, n'atteignent pas la surface à cause de la présence de l'atmosphère) pulvérise et remanie complètement le sol et lui confère une texture poudreuse. Un tel sol est appelé régolite. Depuis 3,5 milliards d'années qu'il dure, ce bombardement a engendré un régolite d'environ 1 à 10 mètres d'épaisseur, qui estompe complètement les reliefs lunaires ; vus du sol, ceux-ci présentent toujours une morphologie usée et émoussée.

Les continents

Les continents (en latin terrae), caractérisés par leur couleur claire et leur nature montagneuse, couvrent 80 p. 100 de la surface de la Lune. Morphologiquement, ils se présentent comme la juxtaposition, voire le recouvrement mutuel, d'une multitude de cratères de toutes tailles et de leurs éjecta. Dans cet enchevêtrement, certains bassins jouent, par leur taille, un rôle dominant. [...]

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Planètes internes

Planètes internes
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Mers de la face visible de la Lune

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Écrit par :

  • : professeur de géologie à l'École normale supérieure de Lyon

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Pour citer l’article

Pierre THOMAS, « LUNE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 30 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/lune/