Le paysage lunaire est caractérisé par des cratères d’impact, leurs éjectas, quelques volcans, des collines, des coulées de lave et des dépressions remplies de magma.
Hauts-Plateaux
L’aspect le plus distinctif de la Lune est le contraste entre ses zones claires et sombres. Les surfaces plus claires sont les hautes terres lunaires, qui reçoivent le nom de terrae (singulier terra, du latin pour Terre), et les plaines plus sombres sont appelées maria (singulier mare, du latin pour mer), d’après Johannes Kepler qui a introduit ce nom au XVIIe siècle. Les hautes terres sont de composition anorthositique, tandis que les maria sont basaltiques. Les marias coïncident souvent avec les « basses terres », mais il est important de noter que les basses terres (comme dans le bassin Pôle Sud-Aitken) ne sont pas toujours recouvertes de marias. Les hautes terres sont plus anciennes que les marias visibles, et sont donc plus fortement cratérisées.
MariaEdit
Les principaux produits des processus volcaniques sur la Lune sont évidents pour les observateurs terrestres sous la forme des marias lunaires. Ce sont de grandes coulées de lave basaltique qui correspondent à des surfaces à faible albédo couvrant près d’un tiers de la face proche. Seuls quelques pour cent de la face cachée ont été affectés par le volcanisme des marées. Avant même que les missions Apollo ne le confirment, la plupart des scientifiques pensaient déjà que les maria sont des plaines remplies de lave, car elles présentent des schémas d’écoulement de lave et des effondrements attribués à des tubes de lave.
Les âges des basaltes de type mare ont été déterminés à la fois par datation radiométrique directe et par la technique du comptage des cratères. Les âges radiométriques les plus anciens sont d’environ 4,2 Ga, tandis que les âges les plus jeunes déterminés par comptage de cratères sont d’environ 1 Ga (1 Ga = 1 milliard d’années). D’un point de vue volumétrique, la majeure partie de la carrière s’est formée entre 3 et 3,5 Ga avant le présent. Les laves les plus jeunes ont fait éruption à l’intérieur de l’Oceanus Procellarum, tandis que certaines des plus anciennes semblent être situées sur la face cachée. Les maria sont clairement plus jeunes que les hautes terres environnantes étant donné leur plus faible densité de cratères d’impact.
Une grande partie des maria ont fait éruption à l’intérieur des bassins d’impact de faible altitude de la face proche de la Lune, ou s’y sont écoulés. Cependant, il est peu probable qu’une relation de cause à effet existe entre l’événement d’impact et le volcanisme de la lande, car les bassins d’impact sont beaucoup plus anciens (d’environ 500 millions d’années) que le remplissage de la lande. De plus, Oceanus Procellarum, qui est la plus grande étendue de volcanisme de type mare sur la Lune, ne correspond à aucun bassin d’impact connu. Il est généralement suggéré que la raison pour laquelle le mare n’est entré en éruption que sur le côté proche est que la croûte du côté proche est plus mince que celle du côté lointain. Bien que les variations de l’épaisseur de la croûte puissent agir pour moduler la quantité de magma qui atteint finalement la surface, cette hypothèse n’explique pas pourquoi le bassin farside South Pole-Aitken, dont la croûte est plus mince que Oceanus Procellarum, n’a été que modestement rempli par des produits volcaniques.
Un autre type de dépôt associé aux maria, bien qu’il couvre également les zones de hautes terres, sont les dépôts du « manteau sombre ». Ces dépôts ne peuvent pas être vus à l’œil nu, mais ils sont visibles sur les images prises par des télescopes ou des engins spatiaux en orbite. Avant les missions Apollo, les scientifiques prédisaient qu’il s’agissait de dépôts produits par des éruptions pyroclastiques. Certains dépôts semblent être associés à des cônes de cendres sombres et allongés, ce qui renforce l’idée de pyroclastes. L’existence d’éruptions pyroclastiques a été confirmée plus tard par la découverte de sphérules de verre semblables à celles que l’on trouve dans les éruptions pyroclastiques ici sur Terre.
Plusieurs des basaltes lunaires contiennent de petits trous appelés vésicules, qui ont été formés par des bulles de gaz s’exsolvant du magma dans les conditions de vide rencontrées à la surface. On ne sait pas avec certitude quels gaz se sont échappés de ces roches, mais le monoxyde de carbone est un candidat.
Les échantillons de verres pyroclastiques sont de teintes verte, jaune et rouge. La différence de couleur indique la concentration de titane que possède la roche, les particules vertes ayant les plus faibles concentrations (environ 1 %), et les particules rouges ayant les plus fortes concentrations (jusqu’à 14 %, bien plus que les basaltes ayant les plus fortes concentrations).
RillesEdit
Les rilles sur la Lune résultent parfois de la formation de canaux de lave localisés. Ceux-ci se répartissent généralement en trois catégories, constituées de formes sinueuses, arquées ou linéaires. En suivant ces rilles sinueuses jusqu’à leur source, elles mènent souvent à une ancienne cheminée volcanique. L’une des rilles sinueuses les plus remarquables est celle de Vallis Schröteri, située sur le plateau d’Aristarchus, le long du bord oriental de l’Oceanus Procellarum. Un exemple de rille sinueuse existe sur le site d’atterrissage d’Apollo 15, Rima Hadley, situé sur le bord du bassin d’Imbrium. Sur la base des observations de la mission, on pense généralement que cette rille a été formée par des processus volcaniques, un sujet longtemps débattu avant que la mission n’ait lieu.
DômesEdit
Une variété de volcans boucliers peut être trouvée dans des endroits sélectionnés de la surface lunaire, comme sur Mons Rümker. On pense qu’ils sont formés par de la lave relativement visqueuse, probablement riche en silice, qui fait éruption à partir d’évents localisés. Les dômes lunaires qui en résultent sont des entités circulaires larges et arrondies, avec une pente douce s’élevant de quelques centaines de mètres jusqu’au point central. Ils ont généralement un diamètre de 8 à 12 km, mais peuvent atteindre 20 km de diamètre. Certains des dômes contiennent une petite fosse à leur sommet.
Les crêtes de ridesEdit
Les crêtes de rides sont des caractéristiques créées par les forces tectoniques de compression au sein de la maria. Ces caractéristiques représentent un flambage de la surface et forment de longues crêtes à travers certaines parties de la marie. Certaines de ces crêtes peuvent délimiter des cratères enfouis ou d’autres caractéristiques sous la maria. Le cratère Letronne est un excellent exemple d’une telle caractéristique soulignée.
GrabensEdit
Les grabens sont des caractéristiques tectoniques qui se forment sous des contraintes d’extension. Structurellement, ils sont composés de deux failles normales, avec un bloc descendant entre elles. La plupart des grabens se trouvent dans la marie lunaire, près des bords des grands bassins d’impact.
Cratères d’impactModification
. cratère Copernicus
L’origine des cratères de la Lune comme caractéristiques d’impact n’a été largement acceptée que dans les années 1960. Cette prise de conscience a permis d’élaborer progressivement l’histoire des impacts sur la Lune au moyen du principe géologique de superposition. Autrement dit, si un cratère (ou ses éjectas) en recouvre un autre, il doit être le plus jeune. L’importance de l’érosion subie par un cratère était un autre indice de son âge, bien qu’il soit plus subjectif. En adoptant cette approche à la fin des années 1950, Gene Shoemaker a retiré l’étude systématique de la Lune aux astronomes pour la placer fermement entre les mains des géologues lunaires.
La cratérisation par impact est le processus géologique le plus notable sur la Lune. Les cratères se forment lorsqu’un corps solide, tel qu’un astéroïde ou une comète, entre en collision avec la surface à une vitesse élevée (les vitesses d’impact moyennes pour la Lune sont d’environ 17 km par seconde). L’énergie cinétique de l’impact crée une onde de choc de compression qui rayonne à partir du point d’entrée. Elle est suivie d’une onde de raréfaction, qui est responsable de la propulsion de la plupart des éjectas hors du cratère. Enfin, il y a un rebond hydrodynamique du plancher qui peut créer un pic central.
Ces cratères apparaissent dans un continuum de diamètres à travers la surface de la Lune, allant de minuscules fosses à l’immense bassin Pôle Sud-Aitken avec un diamètre de près de 2 500 km et une profondeur de 13 km. D’une manière très générale, l’histoire lunaire de la cratérisation par impact suit une tendance à la diminution de la taille des cratères avec le temps. En particulier, les plus grands bassins d’impact se sont formés au cours des premières périodes, et ceux-ci ont été successivement recouverts par des cratères plus petits. La distribution de fréquence de taille (SFD) des diamètres des cratères sur une surface donnée (c’est-à-dire le nombre de cratères en fonction du diamètre) suit approximativement une loi de puissance avec un nombre croissant de cratères pour une taille de cratère décroissante. La position verticale de cette courbe peut être utilisée pour estimer l’âge de la surface.
Les impacts les plus récents se distinguent par des caractéristiques bien définies, notamment un bord à arête vive. Les petits cratères ont tendance à former une forme de bol, tandis que les impacts plus importants peuvent avoir un pic central avec des planchers plats. Les plus grands cratères présentent généralement des caractéristiques d’affaissement le long des parois internes qui peuvent former des terrasses et des corniches. Les plus grands bassins d’impact, les bassins multiring, peuvent même présenter des anneaux concentriques secondaires de matériaux surélevés.
Le processus d’impact excave des matériaux à albédo élevé qui donnent initialement au cratère, aux éjectas et au système de rayons un aspect brillant. Le processus d’altération spatiale diminue progressivement l’albédo de ces matériaux de telle sorte que les rayons s’estompent avec le temps. Progressivement, le cratère et ses éjectas subissent l’érosion d’impacts de micrométéorites et d’impacts plus petits. Ce processus d’érosion adoucit et arrondit les caractéristiques du cratère. Le cratère peut également être recouvert d’éjecta provenant d’autres impacts, ce qui peut submerger les caractéristiques et même enterrer le pic central.
Les éjecta des grands impacts peuvent inclure de grands blocs de matériaux qui réimpactent la surface pour former des cratères d’impact secondaires. Ces cratères sont parfois formés selon des schémas radiaux clairement discernables, et ont généralement une profondeur plus faible que les cratères primaires de même taille. Dans certains cas, une ligne entière de ces blocs peut s’impacter pour former une vallée. On les distingue des catena, ou chaînes de cratères, qui sont des chapelets linéaires de cratères qui se forment lorsque le corps d’impact se brise avant l’impact.
Généralement, un cratère lunaire a une forme à peu près circulaire. Des expériences en laboratoire au centre de recherche Ames de la NASA ont démontré que même les impacts à très faible angle ont tendance à produire des cratères circulaires, et que les cratères elliptiques commencent à se former à des angles d’impact inférieurs à cinq degrés. Cependant, un impact à faible angle peut produire un pic central décalé par rapport au point central du cratère. En outre, les éjectas des impacts obliques présentent des motifs distinctifs à différents angles d’impact : une asymétrie à partir de 60˚ environ et une » zone d’évitement » en forme de coin dépourvue d’éjectas dans la direction d’où venait le projectile à partir de 45˚ environ.
Les cratères à halo sombre se forment lorsqu’un impact excave des matériaux à albédo plus faible sous la surface, puis dépose ces éjectas plus sombres autour du cratère principal. Cela peut se produire lorsqu’une zone de matériau basaltique plus sombre, comme celle que l’on trouve sur les maria, est ensuite recouverte par des éjectas plus clairs provenant d’impacts plus éloignés dans les hautes terres. Cette couverture dissimule le matériau plus sombre situé en dessous, qui est ensuite creusé par des cratères ultérieurs.
Les impacts les plus importants ont produit des nappes de roches fondues qui couvraient des portions de la surface pouvant atteindre un kilomètre d’épaisseur. On peut voir des exemples de telles fontes d’impact dans la partie nord-est du bassin d’impact de la Mare Orientale.
RégolitheEdit
La surface de la Lune a été soumise à des milliards d’années de collisions avec des matériaux astéroïdaux et cométaires, petits et grands. Au fil du temps, ces processus d’impact ont pulvérisé et « jardiné » les matériaux de surface, formant une couche à grain fin appelée régolithe. L’épaisseur du régolithe lunaire varie entre 2 mètres (6,6 ft) sous les marias les plus jeunes, et jusqu’à 20 mètres (66 ft) sous les surfaces les plus anciennes des hautes terres lunaires. Le régolithe est principalement composé de matériaux trouvés dans la région, mais contient également des traces de matériaux éjectés par des cratères d’impact éloignés. Le terme méga-régolithe est souvent utilisé pour décrire le substratum fortement fracturé situé directement sous la couche de régolithe proche de la surface.
Le régolithe contient des roches, des fragments de minéraux du substratum d’origine et des particules vitreuses formées lors des impacts. Dans la plupart du régolithe lunaire, la moitié des particules est constituée de fragments de minéraux fusionnés par les particules vitreuses ; ces objets sont appelés agglutinats. La composition chimique du régolithe varie en fonction de sa localisation ; le régolithe des hautes terres est riche en aluminium et en silice, tout comme les roches de ces régions. Le régolithe des maria est riche en fer et en magnésium et est pauvre en silice, tout comme les roches basaltiques à partir desquelles il est formé.
Le régolithe lunaire est très important car il stocke également des informations sur l’histoire du Soleil. Les atomes qui composent le vent solaire – principalement l’hélium, le néon, le carbone et l’azote – frappent la surface lunaire et s’insèrent dans les grains minéraux. En analysant la composition du régolithe, notamment sa composition isotopique, il est possible de déterminer si l’activité du Soleil a changé avec le temps. Les gaz du vent solaire pourraient être utiles pour les futures bases lunaires, car l’oxygène, l’hydrogène (eau), le carbone et l’azote sont non seulement essentiels au maintien de la vie, mais sont aussi potentiellement très utiles pour la production de carburant. La composition du régolithe lunaire peut également être utilisée pour déduire l’origine de sa source.
Tubes de lave lunairesModifier
Les tubes de lave lunaire forment un emplacement potentiellement important pour la construction d’une future base lunaire, qui peut être utilisée pour l’exploration et le développement local, ou comme un avant-poste humain pour servir l’exploration au-delà de la Lune. Le potentiel d’une grotte de lave lunaire a longtemps été suggéré et discuté dans la littérature et les thèses. Tout tube de lave intact sur la Lune pourrait servir d’abri contre l’environnement sévère de la surface lunaire, avec ses impacts fréquents de météorites, ses rayonnements ultraviolets à haute énergie et ses particules énergétiques, ainsi que ses variations de température diurnes extrêmes. Suite au lancement de la sonde Lunar Reconnaissance Orbiter, de nombreux tubes de lave lunaires ont été imagés. Ces fosses lunaires se trouvent à plusieurs endroits sur la Lune, notamment dans les collines Marius, Mare Ingenii et Mare Tranquillitatis.
.