MERCURE, planète

Morphologie et stratigraphie

Le bassin Caloris, la plus grande formation d'impact sur Mercure, est le trait morphologique dominant de la planète. On n'en a longtemps connu que la moitié orientale, l'autre moitié étant plongée dans la nuit lors des passages de Mariner-10 ; en 2008, Messenger a révélé la totalité du bassin, dont le diamètre, auparavant estimé à 1 300 kilomètres, a été réévalué à 1 550 kilomètres. Son rempart de montagnes et sa couronne d' éjecta lui donnent la morphologie typique des grands bassins d'impact, mais ses structures intérieures éventuelles (anneaux concentriques) sont totalement masquées par les plaines lisses qui le remplissent complètement. Ces mêmes plaines lisses recouvrent d'ailleurs partiellement les éjecta et forment une vaste couronne autour du bassin. Une comparaison du nombre de cratères entre ces plaines et les éjecta de Caloris indique qu'elles sont quasi contemporaines de l'impact (ou à peine postérieures à celui-ci).

De plus, il faut noter que 80 p. 100 des plaines lisses de Mercure sont situées à l'intérieur du bassin ou bien sur et autour de ses éjecta, et forment un affleurement relativement continu. Les plaines lisses éloignées de Caloris (et qui n'en représentent que 20 p. 100) sont en revanche très dispersées et constituent de petits affleurements remplissant des dépressions locales. Il semble donc y avoir une relation géographique et chronologique, donc probablement génétique, entre la brève recrudescence du volcanisme ayant donné naissance aux plaines lisses et le gigantesque impact qui a formé le bassin Caloris. La situation est très différente sur la Lune, où le maximum de la surface visible des mers lunaires a été émis 400 millions d'années après les plus grands impacts.

L'origine de ce volcanisme mercurien est à rechercher dans les phénomènes de décompression ayant suivi l'impact. La cavité transitoire de Caloris devait avoir à peu près 130 kilomètres de profondeur, ce qui a mis le manteau à nu. Juste après l'impact, les mouvements de réajustement qui ont comblé la cavité ont fait remonter le fond du bassin jusqu'à ce que ce dernier rejoigne à peu près le « géoïde » de Mercure. Cette mise à nu et cette remontée de 130 kilomètres correspondent à une diminution de pression de 1 500 mégapascals environ (15 kbar). Cette décompression, à laquelle on peut ajouter la « faible » énergie cinétique apportée par l'impact, est probablement à l'origine de la fusion partielle du manteau ayant entraîné la brève recrudescence du magmatisme. Un tel magmatisme contemporain de l'impact a peut-être existé sur la Lune, mais il a été recouvert ultérieurement par la majorité du basalte des mers, dont l'origine doit être recherchée dans une fusion du manteau par la chaleur dégagée par des désintégrations radioactives.

Tectonique

Le bassin Caloris a été le théâtre d'événements tectoniques importants. Les éjecta périphériques sont affectés de dislocations et forment maintenant des « touches de piano » plus ou moins parallèles. Une telle tectonique n'existe pas (avec cet ampleur, du moins) autour des bassins lunaires. La résolution des images ne permet pas de connaître la nature de ces dislocations (failles normales ou inverses), qui ne sont cependant pas disposées au hasard. Une majorité est approximativement radiale ou concentrique au bassin, ce qui indique bien leur lien avec ce dernier. Mais leur répartition azimutale n'est absolument pas aléatoire, comme le seraient des fractures créées par un impact sur une cible isotrope. Cette fracturation présente quatre directions privilégiées : nord 20⁰, nord 45⁰, nord 135⁰ et nord 160⁰. Cette disposition est probablement due au rejeu préférentiel d'anciennes discontinuités, et[...]