Un flux d’impact lunaire récent mal contraint

Nous l’avons vu, les échantillons lunaires couvrent une plage temporelle de l’his-toire de la Lune très limitée. La grande majorité d’entre-eux ont été prélevés sur des ter-rains d’âge supérieurs à 3 milliards d’années. Cette partie du flux est donc relativement bien contrainte par les échantillons. Seuls 4 échantillons ont été collectés sur des terrains d’âge postérieur et contraignent l’évolution du flux d’impact sur les derniers stades d’évolution du Système Solaire (voir figure 1.6.a). Ces échantillons proviennent tous de la couverture d’éjecta de quatre cratères lunaires : Tycho, Copernicus, North Ray et Cone.

La datation de ces échantillons auraient donc permis en théorie de dater la formation de chacun de ces cratères. Or, de nombreux auteurs montrent le caractère non représentatif de l’âge des échantillons par rapport à la mesure des densités de cratères réalisés à postériori.

Stoffler and Ryder (2001) présentent une étude critique des échantillons prélevés par la mis-sion Apollo 12 sur ce qui aurait dû être les éjecta du cratère Copernicus (D = 93 km). Prélevés à 360 km de la bordure du cratère, ces roches sont composées de basalte KREEP (Potassium Rare Earth Element Phosphore), une couche riche en terres rares, en potassium et en phosphore située sous la croute lunaire. Cette étude montre que l’excavation d’un tel matériel n’est pas possible par l’impact ayant engendré la formation du cratère Copernicus. Celui-ci était beaucoup trop petit pour percer la croute lunaire et excaver du matériel provenant de la couche KREEP. Selon cette même étude, la présence de tels basaltes près du cratère Copernicus est le résultat d’un

autre impact plus important. Ainsi, il serait possible que les roches prélevées sur les nappes d’éjecta de Copernicus ne soient pas représentatives de la formation du cratère. La densité de cratérisation mesurée à l’endroit où les échantillons on été prélevées ne serait alors pas repré-sentative de l’âge des échantillons eux-mêmes, soit 800 Ma. La calibration de la chronologie lunaire serait donc biaisée.

En ce qui concerne le cratère Tycho (D = 86 km), l’échantillon censé dater sa formation a été prélevé à 2250 km du cratère durant la mission Apollo17. Situé sur un dépôt d’avalanche au sein de la vallée Taurus-Littrow, la densité de cratères mesurée à cet endroit est comparable à celle mesurée sur la couverture d’éjecta du cratère rayé. La formation du cratère aurait en-gendrée le déclenchement de cette avalanche selon Lucchitta (1977). Néanmoins la distance entre ces deux structures complexifie la relation temporelle entre les deux évènements (Stoffler and Ryder, 2001). En effet, de nombreuses régions lunaires peuvent présenter des densités de cratères similaires sans que leur formation ne soit liée.

Enfin, la formation des cratères North Ray (D = 1 km) et Cone (D = 340 m) ont été datés à par-tir d’échantillons récoltés respectivement par les missions Apollo 16 et 14 sur la bordure des cratères. Leur âge respectif d’environ 200 Ma et 100 Ma ne fait donc aucun doute.

Cependant, les mesures des densités de cratère effectuées sur leurs nappes d’éjecta font débat. Stoffler and Ryder (2001) avancent que les volumes des éjecta de ces deux cratères sur les-quels ont été effectués les mesures sont bien supérieurs à ceux de la cavité des cratères. Par conséquent, une partie des cratères comptabilisés sur ces éjecta appartiennent selon eux à l’en-caissant et sont donc antérieurs à la formation des cratères North Ray et Cone. Si tel est le cas, les densités de cratères mesurées sont sur-estimées.

1.1.3.2 Une cratérisation lunaire hétérogène

La sphéricité de la Lune et la synchronisation de son orbite autour de la Terre ont pu engendrer des différences spatiales de cratérisation. Ces effets sur l’hétérogénéité de la cra-térisation lunaire sont discutés dans cette section.

Effet latitudinal À partir du modèle dynamique des orbites des NEOs (Near Earth Objects) de Bottke et al. (2002), Le Feuvre (2008), Le Feuvre and Wieczorek (2008) et Le Feuvre and Wieczorek (2011) modélisent la distribution spatiale des impacts à la surface de la Lune. Ils montrent un taux de cratérisation 10 % plus élevé à l’équateur qu’aux pôles (voir figure 1.11). Si la trajectoire des bolides est rectiligne, le flux d’impact relatif est fonction de la latitude, c’est-à-dire maximal à l’équateur et minimal aux pôles. Cette étude prend également en compte les variations d’obliquité à grande échelle de temps qu’a connu la Lune.

De par la rotation synchrone de la Lune autour de la Terre, des variations longitudinales existent également. Toutefois, ces variations ne concernent pas les autres corps telluriques mais peuvent induire un biais lors de la transposition du modèle de chronologie lunaire vers un autre corps planétaire.

Sans gros satellites naturelles pour stabiliser son obliquité, Mars a connu de grandes varia-tions de l’angle de ce paramètre depuis sa formation (Laskar et al., 2004). Le Feuvre (2008) et Le Feuvre and Wieczorek (2008) estiment que les pôles martiens accumulent les cratères, à l’inverse de la Lune, 30 % plus rapidement aux pôles qu’à l’équateur.

Même si les erreurs inhérentes à la méthode de datation par comptage de cratères sont plus importante que cet effet, les variations latitudinales ne sont pas prises dans les modèles de datations et peuvent engendrer des biais de mesure de l’âge cumulés pouvant atteindre plusieurs centaines de millions d’années.

FIGURE 1.11 – Effet latitudinal sur le flux d’impact d’après Le Feuvre (2008). Le flux est maximal à l’équateur et minimal aux pôles.

Apex et antapex L’apex est la direction vers laquelle un astre se dirige sur son orbite. L’anta-pex est la direction opposée à l’aL’anta-pex. Autour de l’aL’anta-pex, la vitesse lunaire s’additionne donc à la vitesse de l’impacteur tandis qu’elle se soustrait au niveau de l’antapex. Le nombre d’impact par unité de temps est donc plus élevé au niveau de l’apex que de l’antapex (voir figure 1.12.b). Ce phénomène est observable sur Terre, en particulier lors d’une pluie d’étoiles filantes. Lors des Perséïdes, la pluie d’étoiles filantes la plus connue qui intervient au mois d’août, les météores semblent provenir d’un seul et même point. En l’occurence, ce point se situe dans la constel-lation de Persée et désigne la direction dans laquelle la Terre orbite autour du Soleil comme l’illustre la figure 1.12.a. Ces différences de vitesse d’impact entre apex et antapex peuvent engendrer des modifications du diamètre du cratère et donc occasionner une grande variabilité dans la CSFD qui peut être mesurée.

Vitesse relative de l’impact

b

a

FIGURE 1.12 – a : composition d’images prises lors du maximum de la pluie d’étoiles filantes des Perséïdes les nuits des 12 et 13 août 2013 (crédit : ZX). Les météores semblent provenir d’un seul et même point dans le ciel, l’apex. b : Effet apex / antapex sur la vitesse d’un impact d’après Le Feuvre (2008).

Face visible et face cachée En considérant un flux de bolides dont les trajectoires sont paral-lèles au plan orbital lunaire, la Terre concentre par gravitation les impacteurs le long d’une ligne dite focale (comme le fait un astre pourvu d’une masse importante avec la lumière dans le cas des lentilles gravitationnelles). Lorsque la Lune intersecte cette ligne focale, le flux d’impact s’intensifie. Celle-ci ayant une rotation synchrone autour de la Terre, sa face visible connait donc un flux d’impact plus important que sa face cachée (voir figure 1.13).

entre la Terre et la Lune, notre satellite s’éloigne actuellement de notre planète à la vitesse de 4 cm / an. Du fait de la distribution spatiale variable des océans à la surface de la Terre, cet éloignement n’a pas été constant depuis la formation du Système Terre-Lune (Webb, 1982; Eriksson and Simpson, 2000; Sonett and Chan, 1998) comme le montre la figure 1.14.

De par cet éloignement, nous pourrions nous demander quel effet a eu la distance Terre-Lune sur le flux d’impact relatif entre la face visible et la face cachée. En effet, plus la distance entre les deux corps du Système est faible, plus la probabilité d’impact sur la Lune augmente à cause du rétrécissement de l’orbite lunaire par rapport à la Terre et donc de l’augmentation de la gravité en un endroit de l’espace que ces deux corps occasionnent.

Cette piste de recherche n’a jusqu’alors pas été explorée mais pourrait engendrer une diminution du flux d’impact lunaire qui n’a pas pu être échantillonnée par les âges des roches lunaires qui ne couvrent pas une plage temporelle suffisante (voir sections 1.1.2.2 et 1.1.3.1).

Flux

d’impact

relatif

b

FIGURE 1.13 – Effet de la rotation synchrone de la Lune sur le flux d’impact relatif d’après Le Feuvre(2008).

En combinant ces trois effets, les auteurs estiment à 15 % la différence maximale de densité de cratérisation en fonction de la position géographique d’une surface planétaire. Ceci induit donc un biais dans les modèles d’âge lunaires.

Parce que la Lune est un cas particulier (satellite de la Terre en rotation synchrone) dans le panel des corps planétaires dont les surfaces sont datés, les incertitudes liées à sa configuration orbitale particulière se répercutent dans les modèles d’âges des autres objets tels que Mars, Vénus et Mercure.

CHAPITRE 1. LES CRATÈRES D’IMPACT, FENÊTRES SUR L’HISTOIRE DU SYSTÈME SOLAIRE

pas fait à vitesse constante, en raison de la répartition variable des océans à la surface de la Terre (conséquence de la tectonique des plaques), qui influe forte-ment sur la dissipation de marée. Le taux de dissipation actuel, si l’on considère qu’il est resté inchangé dans le passé, conduit à une distance Terre-Lune nulle il y a seulement 1.5 milliards d’années, en désaccord majeur avec l’âge de la Lune. Webb [1982] propose un modèle de dissipation qui fait la moyenne statistique de multiples géométries océaniques. Ce modèle produit un âge lunaire supérieur à 3 Ga, encore insuffisant mais nettement meilleur. La croissance des coraux, qui répond à des cycles journaliers et annuels [Lambeck, 1980], ainsi que le taux de dépôt des sédiments sur les bordures oceániques [Sonett et Chan, 1998], procurent des contraintes sur la durée du jour terrestre et par conséquent sur la distance Terre-Lune. La figure 4.4 représente les données de Sonett et Chan [1998] et de Eriksson et Simpson [2000], ainsi que la courbe de Webb [1982] mise à l’échelle de telle sorte que l’âge de la Lune soit correct. Cette mise à l’échelle n’a que peu de valeur en soi, mais tend à montrer, appuyée par les données procurées par les dépôts de marée, que la Lune se trouvait à une distance d’environ 40-45 rayons terrestres il y a 3.5 milliards d’années, et qu’elle s’est éloignée de manière grossièrement linéaire depuis. Ward [1975] et Touma et Wisdom [1994] prédisent qu’entre 40 et 60 rayons terrestres, l’obliquité de la Terre et de la Lune, ainsi que l’inclinaison de l’orbite lunaire n’ont évoluées que de quelques degrés. Cela ne produira aucune différence visible sur nos résultats.

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