LA GÉOLOGIE DE LA LUNE

Transcription

1 LA GÉOLOGIE DE LA LUNE Mewtow 29 octobre 2015

2

3 Table des matières 1 Introduction 5 2 Structure interne Croûte Manteau Noyau Volcanisme lunaire Mers lunaires Wrinkle ridge Les terrains KREEP Dômes et cônes volcaniques Dépôts mantelliques sombres Rilles Irregular Mare Patches Roches et minéraux lunaires Terrae Mers lunaires Régolite lunaire

4

5 1 Introduction La lune est un astre visible depuis la Terre, rendant son observation aisée : pas besoin d envoyer des sondes spatiales pour voir sa surface. Du moins, pour ce qui est de voir la face visible depuis la Terre. En conséquence, la surface de la Lune est relativement bien connue, et sa géologie l est tout autant. Dans ce tutoriel, nous allons aborder la géologie de la Lune, qui est plus simple que celle de la Terre. 5

6

7 2 Structure interne La composition interne de la Lune est connue par des méthodes similaires à celles utilisées pour étudier l intérieur de la Terre, à savoir : l étude des séismes avec les sismomètres laissés par les missions Apollo ; l évaluation de la densité de la Lune et de sa rotation ; l étude des météorites lunaires et de leur composition chimique ; l étude des échantillons de roche prélevés par les missions Apollo ; l étude du champ gravitationnel de la Lune avec des satellites en orbite ; l étude de la topographie de la surface, au télescope ou avec des satellites. Ces données nous disent qu il s agit essentiellement d un astre silicaté avec pas mal de Fer et d éléments lourds, comme la Terre. Les indices convergent pour dire que la Lune a une structure globalement similaire à celle de la Terre : une croûte et un manteau de silicates, et un noyau ferreux. Comme sur Terre, la partie extérieure du noyau est fondue, même si la Lune n a pas de champ magnétique. Les différences avec la Terre sont nombreuses : la composition chimique de la croûte n est pas celle de la Terre ; il n y a pas de tectonique des plaques ; la base du manteau est partiellement fondue ; le manteau n est pas en convection ; le noyau est très petit comparé à la taille de la Lune ; le noyau ne génère pas de champ magnétique. Figure 2.1 Image de Kelvinsong, traduite par Avatar, wikicommons - licence CC BY-SA Croûte La croûte est essentiellement étudiée avec les données gravimétriques, l étude des météorites lunaires, l étude des échantillons de roche prélevés par les missions Apollo, et l analyse de sa 7

8 2 Structure interne surface. Dans les grandes lignes, la Lune est un astre géologiquement mort, avec peu d activité magmatique et tectonique. Des tremblements de lune ont leur foyer dans la croûte, et sont causés par des impacts de météorites, ou par le réchauffement de la croûte lorsque le jour revient (les journées durent 2 semaines sur la Lune). Il n y a pas de tectonique des plaques, et il n y en a jamais eu : on n observe pas de fosses de subductions, de rifts, de dorsales, ou de structures qui impliquent une tectonique des plaques. Les chaînes de montagnes sont inexistantes, même s il existe quelques montagnes isolées sur la Lune. Un volcanisme assez important a cependant existé, et laissé de nombreuses traces. On en déduit facilement que la croûte est quasiment composée de roches magmatiques intrusives et volcaniques, avec quelques rares traces de métamorphisme d impact et de contact. Il n y a pas d érosion à cause de l absence d atmosphère et d eau, et de vents, les seules roches sédimentaires étant composées de débris projetés par les impacts de météorites : les éjectas. On peut déterminer l âge de formation de la croûte en comptant les cratères : plus une portion de croûte est âgée, plus elle a pu recevoir d impacts depuis sa formation, et plus il y a de cratères. On s aperçoit rapidement que certaines parties de la Lune sont plus jeunes que les autres, preuve d un renouvellement de la croûte, signe d un volcanisme assez important. Mais l absence d érosion et de tectonique ne signifie pas que la surface de la lune est lisse et plate : le volcanisme et les cratères d impact ont ajouté des variations d altitude à grande échelle. La topographie de la Lune montre la présence de cratères d impacts, de montagnes, de zones plates sombres, et de grandes dépressions assez prononcées. Au pôle Sud, on trouve un cratère d impact de plusieurs milliers de kilomètres de large : le bassin d Atkien. Juste à côté de ce bassin, au nordouest, on trouve des zones surélevées par rapport à la hauteur normale de la croûte lunaire. Les variations topographiques sont supposées révéler l épaisseur de la croûte : les zones surélevées sont des zones où la croûte est plus mince, alors que les zones de faible altitude sont des zones où a croûte et amincie (à cause de l équilibre isostatique). Fait étrange, l élévation semble plus importante sur la face cachée que sur la face visible depuis la Terre. Cela semble indiquer que la croûte est plus mince sur la face visible que sur la face cachée. Sous les cratères d impact, la croûte est sensiblement plus fine qu ailleurs, et est parfois même absente. Les données gravimétriques montrent une présence de matériaux denses, les mascons, sous certains cratères. Leur origine est débattue : il pourrait d agir de remontées mantelliques ou d épanchements de basaltes. 2.2 Manteau L étude du manteau provient essentiellement de l analyse des séismes lunaires. Les missions Apollo 12, 14, 15 et 16 ont laissé des sismomètres sur la Lune, pour enregistrer les ondes sismiques des tremblements de Lune. Ces sismomètres ont fonctionné jusqu en 1977, et ont enregistré 1800 impacts de météorites, 28 séismes de surface (20 à 30 kilomètres de profondeur), et pas mal de séismes profonds (700 kilomètres de profondeur). Les séismes profonds sont les séismes principaux utilisés pour sonder le manteau, mais leurs mécanismes de déclenchement sont mal connus. On pense qu ils sont dus aux marées, vu que ces séismes se déclenchent approximativement tous les 27 jours pour un même hypocentre, sans compter les périodes de 206 et 6 ans (liées aux marées via la forme de l orbite de la Lune). Chose 8

9 2.3 Noyau étrange, ces séismes proviennent d un ensemble de 300 foyers tous situés dans la face visible : soit la face cachée est sismiquement inactive, soit quelque chose empêche les ondes de passer de l autre côté de la planète (un noyau fluide est une bonne explication). On pense que quelques séismes moins profonds, localisés dans le manteau et la croûte, proviendraient du refroidissement de la Lune. En refroidissant, les roches se contracteraient, et pourraient casser. Ces cassures pourraient causer des séismes de forte ampleur. De tels séismes sont observés, avec une magnitude 4 à 5, même s ils sont très rares. L étude des ondes sismiques des séismes ne donne pas de résultats clairs et nets, à l heure où j écris ces lignes. Les analyses des données Apollo semblent indiquer la présence d une discontinuité sismique à 500 kilomètres de profondeur. Une autre discontinuité existerait vers 580 kilomètres de profondeur : en dessous, le manteau serait partiellement fondu, donnant un océan de magma. Mais les réanalyses des données ne sont pas aussi affirmatives : certaines valident les premières analyses, d autres donnent des résultats contradictoires et arrivent à expliquer les données sismiques sans avoir besoin du moindre océan de magma ou de la discontinuité des 500 kilomètres. Pas de consensus, donc. Figure 2.2 Image de Mark A. Wieczorek, disponible sur wikicommons sous licence CC BY-SA 3.0 Niveau composition chimique, le manteau est composé de silicates, comme sur Terre, avec beaucoup d olivine, d orthopyroxene, avec un peu de clinopyroxene. 2.3 Noyau L absence de champ magnétique est une autre différence avec la Terre. Même si le noyau lunaire est partiellement fondu, il ne crée pas de champ magnétique comme sur la Terre, ce qui reste à expliquer. On pense cependant que la faible taille du noyau a un rôle explicatif assez important. La Lune garde cependant un faible champ magnétique, dont l origine est l aimantation de la croûte. On ne sait pas très bien d où provient cette aimantation de la croûte lunaire. Certains pensent qu il s agit d un vestige d un ancien champ magnétique lié au noyau, qui aurait disparu avec son refroidissement. Mais la faible taille du noyau semble incompatible avec cette hypothèse, les calculs donnant une aimantation moins forte que celle observée. D autres pensent qu elle provient de champs magnétiques transitoires lors d impacts de météorites. 9

10

11 3 Volcanisme lunaire La lune a été le théâtre d un volcanisme de grande ampleur, et certaines traces de volcanisme lunaire sont même visibles depuis la Terre! Pour comprendre pourquoi, il faut regarder une photographie de la Lune, comme celle-ci : Figure 3.1 Photographie de la face visible de la Lune Comme vous le voyez, la surface de la lune n est pas homogène les zones claires remplies de cratères sont appelées des terraes ; les zones sombres plates, sans cratères : ce sont les mers lunaires. 3.1 Mers lunaires Ces mers sont des plaines formées par de gigantesques épanchements de lave. Ces épanchements de lave ont recouvert les cratères déjà formés, d où leur aspect plat, pauvres en cratères de météorites. La lave en question est similaire aux basaltes des volcans rouges, effusifs, qui émettent des coulées de lave. Certaines éruptions ont rempli des cratères d impact, ce qui fait penser que les éruptions seraient consécutives à des impacts d astéroïdes : ceux-ci fractureraient la croûte lunaire et permettraient au magma de remonter en surface. Néanmoins, certaines mers lunaires ne semblent pas liées à des cratères d impact. Certains supposent que ces épanchements sont sortis de terre (ou plutôt de Lune), par de gigantesques fissures à travers la croûte lunaire : des éruptions de ce genre ont lieu sur Terre, et sont appelées des éruptions fissurales. Ces mers lunaires se sont formées il y a environ 3 à 4 milliards d années, alors que la Lune était encore géologiquement active. Quelques mers semblent cependant avoir un âge plus faible, d environ 1,2 milliard d années. De nos jours, plus de volcanisme : le manteau de la Lune s est presque totalement solidifié et le volcanisme est épisodique. 11

12 3 Volcanisme lunaire Il est intéressant de remarquer que toutes les mers lunaires se trouvent sur la face qui est visible depuis la Terre : la face cachée ne contient presque pas de mer. Les planétologues ont du mal à expliquer cette observation, mais il serait douteux que ce soit une simple coïncidence. Certains supposent une interaction gravitationnelle entre la Terre et la Lune, liée aux marées, d autres supposent un impact d astéroïde, d autres une variation de composition chimique du manteau entre les deux faces, etc. Certains ont émis l hypothèse que la croûte serait moins épaisse sur la face visible, mais on peut signaler qu il n y a pas de mer lunaire au pôle sud, où la croûte est plus mince qu ailleurs Wrinkle ridge A la surface des mers, on trouve des structures qui ressemblent à des fissures. Ces fissures proviennent du refroidissement du basalte : celui-ci s est contracté, et s est fissuré. Ces fissures sont appelées des Wrinkle ridge. Par exemple, on peut citer la Dorsa Smirnov : Figure 3.2 Dorsa Smirnov Les terrains KREEP Nous allons maintenant voir quelques mers importantes. Comme vous pouvez le voir sur l illustration du dessus, la plus grande mer lunaire, Oceanus Procellarum. Les premières hypothèses sur sa formation postulaient un gigantesque impact d astéroïde qui aurait perforé la croûte lunaire, la faisant presque totalement disparaître. Le manteau aurait alors solidifié, formant ainsi cette mer lunaire. La forme de cette mare, qui n est vraiment pas elliptique ou circulaire, ne semblait pas être compatible avec cette hypothèse, mais on peut supposer que les épanchements auraient débordé de la cuvette formée par l impact. Des mesures gravimétriques récentes ont montré que cette mare est entourée d un réseau de fractures, semblable à un gigantesque rift. Cela renforce ainsi une hypothèse concurrente : cette mare se serait formée par un volcanisme des plus classique, lié à des phénomènes localisés dans le manteau de la Lune. La Mare Imbirum et la mare de la sérénité sont deux grandes mers lunaires situées non loin de l Oceanus Procellarum. Celles-ci ont une forme circulaire, et forment de véritables cuvettes circulaires remplies de basaltes. La Mare Imbirum et la mare de la sérénité pourraient provenir de cratères d impact. Preuve en est, on trouve des ejectas autour de ces deux mares, des roches 12

13 3.2 Dômes et cônes volcaniques Figure 3.3 Mesures gravimétriques de la face visible projetées hors du cratère lors de l impact. De plus, les mesures gravimétriques mentionnées plus haut sont compatibles avec une telle origine. Figure 3.4 Mesures gravimétriques de la face visibles Dômes et cônes volcaniques A côté des mers, on trouve de petits édifices volcaniques, similaires aux cônes volcaniques communs sur Terre. On trouve aussi des dômes de lave, similaires aux dômes des volcans péléens. Ces dômes ont une taille de plusieurs kilomètres de diamètre. Par contre, ces dômes sont composés de basaltes, contrairement à ce qu on trouve sur Terre (où les dômes sont composés de laves beaucoup plus visqueuses et riches en silice). Le plus connu est le Mons Rümker, un ensemble de 30 dômes distincts qui se sont accumulés sur une même zone, mais on trouve aussi des dômes dans la région des Gruitheisen Domes, et dans la zone des Marius Hills. 3.3 Dépôts mantelliques sombres Certaines portions de la croûte lunaire sont recouvertes par des dépôts de cendres, qui recouvrent les portions claires de la croûte : ce sont les dépôts mantelliques sombres. Ces dépôts ne sont pas visibles depuis la Terre, mais apparaissent plus sombres que les terrains environnants au télescope : 13

14 3 Volcanisme lunaire Figure 3.5 Mons Rümker ils ont une couleur qui peut être jaune, rouge, ou verte. Ces dépôts sont proches de cônes volcaniques éteints. Le plus large d entre eux se situe dans la Sinus Aestum, à l est du cratère Copernicus. 3.4 Rilles On trouve aussi des espèces de canaux, appelés des rilles. Elles forment des canaux qui serpentent sur la surface de la lune. La plupart sont des coulées de lave solidifiées. D autres sont des vestiges de tunnels de lave solidifiés : ce sont les rilles sinueuses. Elles commencent généralement à un cratère d impact ou un petit édifice volcanique qui fait saillie à la surface de la croûte. Le meilleur exemple est la Vallis Schröteri, montrée sur cette image provenant d Apollo 15 : Figure 3.6 Vallis Schröteri 3.5 Irregular Mare Patches Les astronomes ont pu observer, au cours de l année 2014, de petits épanchements de lave solidifiée, qui ne sont pas visibles depuis la Terre. Ces épanchements sont très récents d un point de vue géologique : ils datent d environ 100 à 50 millions d années, soit à peu près la fin des dinosaures sur Terre. Ces épanchements ne font pas plus de 500 mètres de long, et sont peu nombreux : on n en dénombre que 75 sur toute la surface de la Lune. On nomme ces structures des Irregular 14

15 3.5 Irregular Mare Patches Mare Patches, ce nom leur provenant de leur forme, très irrégulière, avec des zones sombres lisses entremêlées de zones claires et craquelées. Peu de recherches ont été effectuées à l heure où j écris cet article (1er Janvier 2015) : seule une étude de la Nasa, datée d Octobre 2014 est disponible à ma connaissance. L article en question, publié par la NASA, se nomme Evidence for basaltic volcanism on the Moon within the past 100 million years 15

16

17 4 Roches et minéraux lunaires Dans les grandes lignes, les roches lunaires ont une composition chimique similaire à celle des roches terrestres, avec quelques variations assez significatives. L absence d eau à la surface se retrouve dans les météorites lunaires et les échantillons d Apollo : les roches lunaires n ont pas de minéraux hydratés, comme on en trouve sur Terre. La concentration en Thorium et en éléments rares varie aussi entre la Terre et la Lune. Figure 4.1 Chimie des roches lunaires dans les mers (lowlands) et terrae (highlands) A eux seuls, quatre types de minéraux constituent 98% de la croûte lunaire : l olivine, les feldspaths plagioclases, pyroxènes, et oxydes. Là où les mers lunaires sont essentiellement composées de basaltes, le reste de la croûte lunaire est composée d Anorthosite. L origine des roches de la croûte s explique facilement. Lorsque la Lune s est formée, celle-ci était composée d un océan de magma fondu. Dans cet océan, un processus de différentiation s est mis en place : les éléments chimiques lourds ont coulé, alors que les éléments légers ont surnagé. Les olivines et pyroxènes de l océan ont cristallisé en premier et ont sédimentés vers la base du manteau : les basaltes des mers ont une origine mantellique, et sont donc tirés de la fusion de ce résidu d olivine et de pyroxènes. Par la suite, l anorthose a cristallisé, et a flotté à la surface pour donner la croûte des Terrae. Entre les deux, des basaltes KREEP se seraient formés, par un mélange entre le magma de la croûte, et celui du manteau profond. 4.1 Terrae Commençons par aborder les roches des terraes, les zones où il n y a pas de mers lunaires. De manière schématique, on peut dire que la surface de la Lune est formée d une croûte d Anorthosite, certainement intrudée de plutons et autres intrusions magmatiques. Cependant, la surface de la Lune a été soumise à une érosion particulière : l érosion spatiale. Celle-ci a formé un sol lunaire, le régolite, qui surmonte des roches intactes. Dans ce qui va suivre, nous allons voir ces deux portions de la croûte séparément. 17

18 4 Roches et minéraux lunaires Figure 4.2 Image de Daniel Arnold, disponible sous licence CC BY-SA 3.0 sur wikicommons 18

19 4.2 Mers lunaires Les roches sont essentiellement composées : d Anorthosite, une roche riche en calcium, aluminium, et silice. de roches riches en magnésium : Dunite, Trocolite, et Gabbro ; de roches alcalines : Anorthosite alcalines, Norites, Gabbronorites ; de granites lunaires. On pense que les Anorthosites se sont formées en premier, les analyses donnant un âge de 4,4 milliards d années à ces roches. Elles se seraient formées lors de la solidification de la Lune, par solidification d un océan de magma à sa surface. Les autres roches sont plus récentes. Figure 4.3 Trocolite rapportée par Apollo Mers lunaires Les basaltes des volcans lunaires ont une composition chimique légèrement différente des basaltes terrestres : ils sont notamment plus riches en FeO et TiO 2 et pauvres en Al 2 O 3. Ils sont légèrement plus riches en olivines et pyroxènes que les terrains environnants, mais pauvres en Fledspath plagioclase. Mais suivant la mer en question, le basalte n a pas la même composition : les observations dans l ultraviolet et l infrarouge ont identifié environ 13 types de basaltes différents sur les mers lunaires. Mais peu sont bien connus. Certains de ces basaltes sont inconnus sur Terre. Ces basaltes sont riches en potassium, phosphore, et en terres rares : on les appelle des basaltes KREEP. KREEP est l abréviation de K - REE - P, qui veut dire : Potassium, Rare Earth Element, Phosphor. Ces basaltes KREEP sont localisés dans les mers Oceanus Procellarum et la Mare Imbrium, et ne se trouvent nulle part ailleurs. Cela se voit d ailleurs très bien sur les cartes de la concentration en Thorium de la croûte lunaire, comme celle-ci : 4.3 Régolite lunaire Le régolite se forme à la suite de l altération des roches de la croûte sous l effet : les impacts de météorites et de micro-météorites ; des rayons cosmiques de haute énergie ; du vent solaire : électrons, ions, etc. 19

20 4 Roches et minéraux lunaires Figure 4.4 Concentrations en thorium de la croûte lunaire Ces phénomènes vont avoir trois effets sur les roches lunaires : elles vont les briser en fragment : c est l effet de comminution ; elles vont souder des particules fines ensemble : c est l agglutination ; elles vont déplacer les particules et les faire décoller du sol. Dans les grandes lignes, cette altération spatiale brise les roches, et leur donne une couleur noire à rouge sombre. Les impacts de météorites ont brisé les roches de la croûte en morceaux, leur donnant une taille de plus en plus fine avec la succession des impacts. Du fait de l absence de vent ou d eau, les particules formées par comminution ont des tailles très différentes et sont anguleuses (elles n ont pas été polies par l érosion). Lors de certains impacts, il arrive que des particules se soudent sous l effet de la chaleur ou de la pression, formant des agglutinates. Elles sont composées de petites sphères solides, de petite taille, riches en Fer pur (donnant une couleur sombre à la surface lunaire). Certaines ont une origine volcanique : ce sont des retombées de fontaines de lave ou d explosions pyroclatiques, mais la plupart d entre elles proviennent d impacts de météorites. Dans certaines d entre elles, la chaleur a fait fondre une partie du sol et des roches lunaires, qui ont entouré des fragments de roches et des particules de sol : ces brèches d impact donnent des blocs de roche entourés d une matrice vitreuse. Sur les autres brèches, rien n a fondu, et les particules se sont simplement collées les unes dans les autres sous l effet de la pression ou de la température. Le tout crée un régolite composé d environ quatre couches (de la moins profonde à la plus profonde) : un mégarégolite composé de poussières et de particules très fines ; une couche d éjectas, des débris éjectés et déposés lors de gros impacts de météorites ; une zone composée de gros blocs, avec des particules intercalées ; une zone de roches fracturées par les impacts ; une zone de roches intactes. 20

21 4.3 Régolite lunaire Figure 4.5 Image de Hateras, disponible sur wikicommons sous licence CC BY-SA