Les bases de données de cratères martiens

Les cratères d’impact sont utilisés en planétologie depuis des décennies commme des outils permettant de dater les surfaces planétaires, de les cartographier, de tracer les proces-sus de surface et d’accéder au matériel composant les parties supérieures des croutes des corps telluriques.

L’utilisation de ces structures géologiques dans le cadre de ce type de recherche est largement facilité par le fait de disposer d’une base de données uniforme les référençant.

Les premières bases de données de cratères furent créées dans les années 60, dans le cadre de la préparation des missions Apollo (Kuiper, 1960; Schimerman, 1973). Par l’arrivée des premières sondes ayant visités la planète Mars, les bases de données de cratères martiens furent établies. La première à l’échelle de la planète entière fut celle de Barlow (1988), construite à partir des images de la sonde Viking et comprenant plus de 42.000 cratères de plus de 5 km de diamètre.

L’année suivante, Costard (1989) référence plus de 2600 cratères à éjecta lobés mais cette fois, la morphologie des nappes est précisée. Une distinction entre les nappes à une, deux ou plu-sieurs couches d’éjecta est effectuée dans le but de mieux comprendre la distribution spatiale des matériaux volatils dans le sous-sol de Mars. Depuis cette période, la résolution des images de la surface de Mars dont nous disposons n’a cessé d’évoluer et avec elle, le degré de complé-tion des bases de données en terme de diamètre de cratères pris en compte et des informacomplé-tions morphologiques disponibles. Certaines ont même été construites par la détection automatique de formes comme celle de Stepinski et al. (2009) établie à partir des données de topographie MOLA (Mars Orbital Laser Altimeter). Toutefois, cette technique ne nécessitant pas une dé-tection manuelle, plus longue et fastidieuse, est source de nombreuses fausses dédé-tections liées aux algorithmes utilisés (Urbach and Stepinski, 2009; Kim et al., 2005; Kaichang et al., 2014). Salamunniccar et al.(2011) propose quant à lui une combinaison des différentes bases de don-nées existantes. Sa base de dondon-nées comporte des cratères de plus d’1 km de diamètre mais est consideré comme complète à partir de 5 km de diamètre.

À ce jour, la base de données de cratères martiens la plus complète est celle de Robbins and Hy-nek(2012) comme l’illustre la figure 1.29. Celle-ci comporte 384.399 cratères de plus d’1 km de diamètre, identifiés manuellement selon l’auteur. Pour ceux plus grands que 3 km, des informa-tions morphométriques et morphologiques sont également disponibles. À la différence des bases de données antérieures (Barlow, 1988; Stepinski et al., 2009; Salamunniccar et al., 2011), cette base de cratères intègre un nombre beaucoup plus important de structures de diamètres compris entre 1 et 3 km.

Néanmoins, selon Barlow (2017), cette base comporte de nombreuses erreurs de détections. Il apparait également qu’un grand nombre de cratères secondaires sont présents dans ce catalogue sans être identifiés comme tels. La prise en compte de ce type de cratères mais aussi de cra-tères fantômes sans distinction peut largement fausser les mesures d’âge et rend cette base de données inutilisable pour la datation des surfaces martiennes contrairement à ce qui est avancé par Robbins and Hynek (2012). Des biais majeurs peuvent donc être engendrés par l’utilisation sans correction préalable de cette base de données (Barlow, 2017; Lagain et al., 2017b).

completeness may be to that level, it is far from globally complete to 2 km. In addition, it is difficult to perform a direct comparison between their catalog and this one at smaller diameters because their crater diameters are

frequently rounded to odd values: For example, there are 2331 craters listed with diameters 4.16 km and 1300 are D = 2.924 km. This results in posterization on the incremental size-frequency diagram displayed as Figure 8; a cumulative Figure 8. Comparison between four global Martian crater databases with craters binned in 2^1/6D inter-vals. The original Barlow database is not complete to D = 5 km, though the current in progress version is closer to this work. The Stepinski database displays a marked increase in craters 3 < D < 7 km, the likely reason discussed in the text. Salamunićcar database relative to this shows good agreement until diameters D≲ 6 are reached, at which point their diameters are posterized as discussed in the text. (top) Incremental size-frequency distributions over all ranges included in each database. Note the released database will only contain D≥ 1 km craters. (bottom) Ratio of incremental size-frequency distributions relative to the database in this paper. Error bars were calculated by the square-root of the counts in the incremental size-frequency bin divided by the counts in the bin for this database. Note the diameter range is a sub-set of Figure 8, top.

12 of 18

a

b

FIGURE1.29 – Comparaison de différentes bases de données de cratères martiens d’après Rob-bins and Hynek(2012). a : Nombre de cratères par gamme de diamètres pour différentes base de données. Celle de Robbins and Hynek (2012) contient le plus grand nombre de cratères su-périeurs à 1 km de diamètre. b : Nombre de cratères de plus de 3 km de diamètre par gamme de diamètre normalisé à la base de Robbins and Hynek (2012). À partir de 3 km des informations morphologiques sont disponibles pour tous les cratères de cette base de données.

Il apparait donc ici essentiel de continuer le travail d’amélioration des bases de données de cratères martiens mené depuis la fin des années 80 par la révision globale du catalogue de cratères de Robbins and Hynek (2012).

1.2.6 Conclusion

Les cratères d’impact sont l’expression en surface du bombardement météoritique qu’a connu le Système Solaire depuis sa formation. Les cratères constituent donc de formi-dables outils pour comprendre l’évolution de l’impactisme sur les corps telluriques. Sur Mars, la présence sous la surface d’une couche riche en volatils au moment de l’impact permet aux nappes des cratères à éjecta lobés de développer une morphologie continue, sinueuse et facile-ment reconnaissable. Leur étude est donc susceptible de fournir de précieuses informations sur l’évolution climatique de la planète rouge.

Les grands changements climatiques de Mars ayant eu lieu durant la période amazonienne sont principalement controlés par la variation d’obliquité (Carr and Head, 2010; Head et al., 2003, 2005; Laskar et al., 2004). L’extension de la couche de glace à la surface et en subsurface est donc étroitement liée à ce paramètre orbital. L’étude de ce type de cratères peut donc nous apporter des informations sur les changements climatiques et les variations orbitales de Mars. Cette problématique sera l’objet du chapitre 4.