Origine et morphologie des cratères

1.2.1.1 Dynamique lors de l’impact

Les expériences d’impactisme en laboratoire et les observations des cratères lu-naires ont permis de mieux comprendre la dynamique de formation des cratères d’impact (Me-losh, 1989). Résultant de la collision entre deux corps de taille très différente, les pressions et les températures engendrées provoquent des changements de phases et des modifications miné-ralogiques et structurales du matériel impacté. L’impacteur arrive au sol à une vitesse de l’ordre de 10 à 30 km / s. L’énergie cinétique libérée est rapidement transformée en énergie mécanique ce qui se traduit par la fracturation et la fragmentation du matériel impacté. Une autre partie de cette énergie est quant à elle transformée en chaleur. Ainsi, le corps impactant ne s’enfonce que très peu et est rapidement vaporisé, tout comme une partie de la cible (voir figure 1.18.a). Une onde de choc se propage et comprime violemment le matériel impacté (voir figure 1.18.b). Cette compression se déplace en profondeur à partir du point d’impact et fracture la cible.

Une cavité transitoire se créée alors jusqu’à ce que l’onde de compression soit dissipée. Le matériel se décomprime alors violemment engendrant une onde de relâchement (ou rebond hydrodynamique) ayant pour effet de former la bordure relevée du cratère et l’éjection vers le haut d’une grande quantité de matériel excavé partiellement fondus et métamorphisés (voir figure 1.18.c et 1.18.d).

Une partie retombe dans la cavité créée par l’impact et une autre autour du cratère, ce sont les éjecta (voir figure 1.18.e et 1.18.f). Si la vitesse d’éjection des débris est supérieure à la vitesse de libération caractéristique de l’objet impacté, ces débris seront éjecté du corps et quitteront son champ gravitationnel.

La relaxation des roches après l’impact laisse ainsi place à un cratère final dont le fond est rempli de verres et de brèches d’impact (voir figure 1.18.f) et dont la forme et le diamètre dépendent de nombreux facteurs détaillés dans la section 1.2.1.2.

a b c d e f

FIGURE1.18 – Étapes de formation d’un cratère d’impact. Droits réservés - © 2009 Lunar and Planetary Institute, modifié.

1.2.1.2 Morphologie et morphométrie des cratères

La profondeur, le diamètre et la morphologie du cratère final sont autant de caracté-ristiques fonctions d’une multitude de paramètres inhérents à l’impacteur mais aussi à la cible. Les propriétés de l’impacteur tels que sa densité, sa masse, sa vitesse, son énergie cinétique et son angle d’approche sont parmi les facteurs les plus déterminants dans la morphométrie et la morphologie d’un cratère impact (Melosh, 1984, 1989).

Notons toutefois que l’angle d’approche n’a d’influence sur la morphologie du cratère que s’il est inférieur à 20°. Le caractère rasant d’un impact provoque alors une élongation du cratère dans la direction de l’impact et des dépôts d’éjecta dans des directions préférentielles perpen-diculaires à celle de l’impact. Ces cratères sont nommés papillon mais la fréquence de ces évènements est relativement faible (Melosh, 1989).

Cependant le diamètre de l’impacteur est sans doute la variable la plus importante qui condi-tionne la taille du cratère (Melosh, 1989). La présence d’une atmosphère comme sur Terre et sur Mars ou, dans un cas plus extrême, sur Vénus, influence considérablement le comportement dynamique des petits impacteurs infra-métriques qui sont de loin les plus nombreux. Les frot-tements engendrés par l’atmosphère provoquent une élévation si intense de la température que l’impacteur entre en fusion, est vaporisé ou disloqué pour cette gamme de diamètre.

Seuls les impacteurs pluri-métriques, moins nombreux, résistent à l’entrée atmosphérique et sont susceptibles d’impacter la surface et de former une structure d’impact. Le cratère aura donc une taille proportionnelle à la taille de l’impacteur mais aussi à sa vitesse. Pour exemple, à taille égale, un astéroïde impactant la Lune formera un cratère bien plus grand que sur Mars car sa vitesse sera en moyenne deux fois plus élevée. Melosh and Ivanov (1999) estiment en moyenne que le diamètre du cratère est 20 fois supérieur à celui de l’objet qui l’a formé. Cette valeur varie toutefois principalement en fonction de la densité du matériel impacté (voir section 1.1.3.5) et de celle de l’impacteur ainsi que de l’accélération gravitationnelle du corps impacté. Cependant, si l’impacteur a une taille inférieure à 100 m de diamètre, il sera impossible d’en retrouver des fragments car la météorite aura alors été totalement vaporisé dû à l’énergie cinétique trop élevée libérée lors de l’impact.

Tout ces paramètres influent donc sur la morphométrie des cratères mais aussi sur leur morpho-logie.

En effet, les plus petits d’entre eux (. 10 km sur la Lune, . 5 km sur Mars et . 2 km sur Terre) (Pike, 1988; Melosh, 1989; Craddock et al., 1997) arborent une morphologie dite de bol (ou cra-tère simple), c’est-à-dire une profondeur approximativement égale au dixième de leur diamètre et des bords relevés (voir figure 1.19.a).

A partir d’environ 20 km de diamètre sur la Lune, 8 km sur Mars et 3 km sur Terre (Pike, 1988; Melosh, 1989; Craddock et al., 1997), les cratères d’impact voient un pic se former en leur centre. Celui-ci résulte du rebond des roches qui forment le plancher de la cavité lors de leur décompression. À l’image de la déformation engendrée par une goutte dans une flaque, les roches - le liquide - se creusent d’abord au centre pour former une cavité, puis rebondissent pour former un pic central. Ces cratères sont dits complexes (voir figure 1.19.b).

Si l’énergie de l’impact est suffisante pour que le pic central retombe et forme un ou plusieurs anneaux, on ne parle plus de cratères mais de bassins d’impact (Melosh, 1989) comme par exemple Mare Orientale, un bassin lunaire multi-anneaux de 900 km de diamètre présenté en figure 1.19.c.

a b

500km

c

FIGURE 1.19 – Trois catégories de cratères d’impact. a : Cratère simple Isidorus, D = 10 km, Lune (crédit : NASA, mission Apollo 16). b : Cratère complexe Arandas, D = 25 km, Mars (cré-dit : NASA, images CTX). c : Bassin d’impact, Mare Orientale, D = 900 km, Lune (cré(cré-dit : NASA).