Les impacts dans le système solaire

Rhéa est un satellite de Saturne, d'un rayon de 764 km. Sur cette image, obtenue en novembre 2005, on voit que sa surface est entièrement constellée de cratères de météorites de toutes tailles. La majorité de ces cratères date du grand bombardement tardif, âgé de -4 à -3,8 Ga.

Le bassin Orientale, situé sur la face cachée de la Lune, est le plus récent et le mieux conservé des grands bassins lunaires datant du grand bombardement tardif. Il date de -3,8 Ga. Tous les autres bassins ont été totalement ou partiellement envahis par les basaltes des mers lunaires dont le maximum s'est épanché vers -3,5 Ga. Ce bassin montre quatre structures concentriques dont l'origine est à rechercher dans des mécanismes de rebond. La structure la plus externe a un diamètre de 950 km... ce cratère d'impact a donc à peu près la taille de la France. Le corps impacteur à l'origine de ce bassin devait avoir 40 à 50 km de diamètre.

Ce cratère lunaire de 22 km de diamètre et situé sur la face cachée de la Lune, juste à la limite de la face visible, est un exemple typique de cratère "récent" (géologiquement parlant). Son jeune âge se manifeste par tout un système de raies claires s'échappant radialement du cratère. Ces raies claires sont constituées de débris de roches finement broyées par l'impact, éjectés lors du choc et retombés aux alentours. Pourquoi ces trainées de débris sont-elles plus claires que les roches sur lesquelles elles sont déposées et qui sont vraisemblablement de même nature ? Le vent solaire frappe en permanence la surface de la Lune (mais n'arrive pas sur Terre à cause de l'atmosphère et du champ magnétique), modifie sur quelques microns la surface des matériaux qu'il bombarde, ce qui rend cette surface plus sombre. En quelques centaines de millions d'années ces raies claires disparaissent, et leur présence autour d'un cratère atteste qu'il est récent. Récent, mais de combien ? Un comptage des (petits) cratères affectant ses éjectas suggère un âge de 4 Ma. Un âge beaucoup plus récent a été proposé : l'impact aurait eu lieu le 18 juin 1178. En effet, des moines de l'abbaye de Canterburry ont noté dans leurs archives qu'une très grande lueur avait eu lieu cette nuit-là sur le bord de la Lune, au NE. Or, Giordano Bruno est situé juste derrière l'horizon du point signalé par les moines. De plus, la mi-juin est connue pour être une époque riche en étoiles filantes. Alors ???

Les rayures claires s'étendent sur environ 1000 km à la surface de Mercure pour les plus longues.

Ce beau cratère, nommé Encke C, est situé entre l'Océan des Tempêtes et la Mer des Îles. Son diamètre est de 9 km. Sa morphologie est caractéristique des cratères simples : forme de bol, profondeur égale à environ 1/10 du diamètre, bords surélevés par rapport à la plaine environnante, entouré d'éjectas, clairs quand ils sont jeunes… Tous les cratères lunaires d'un diamètre inférieur ou égal à 10 km ont cette morphologie. C'est également la morphologie de tous les "petits" cratères sur toutes les planètes, par exemple le Meteor Crater en Arizona.

Couche d'éjectas fondus et remontée du fond du cratère insuffisant pour engendrer un piton central ont entrainé un fond horizontal.

Couche d'éjecta fondus et remontée du fond du cratère insuffisant pour engendrer un piton central ont entrainé un fond horizontal

Ce très beau bassin à anneau central est situé sur Mercure, il a été photographié en septembre 2009. Son diamètre est de 290 km. Il est représentatif des bassins à anneau central. Cet anneau proviendrait de l'affaissement sur lui-même d'un piton central hyper-développé. On voit très bien que ce bassin est entouré d'éjectas disposés radialement. Dans ces éjectas, on devine des alignements de petits cratères, dits cratères secondaires. Ils ont été formés par la chute des plus gros débris issus du cratère principal. Cette morphologie est caractéristique de tous les "grands" cratères sur toutes les planètes, comme par exemple le cratère de Gosses Bluff en Australie.

Par rapport aux morphologies "standards", la forme des cratères peut changer en fonction des conditions locales. Une atmosphère dense sur Vénus, la présence de glace dans le sol de Mars…, tout cela peut modifier la morphologie des cratères. Ce très beau cratère, d'un diamètre de 20 km, est situé dans la région d'Hephaestus Fossae. La météorite qui l'a engendré est tombée sur un sol gorgé d'eau (sous forme de glace), eau qui auparavant avait coulé à cet endroit et qui avait creusé de belles vallées encore visibles. La chaleur dégagée par l'impact a fait fondre la glace contenue dans les éjectas, qui, au lieu de retomber autour du cratère comme des "retombées pulvérulentes", se sont écoulées comme des coulées de boues. Les petits cratères (simples) des environs ne sont pas entourés de tels éjectas lobés : ils n'étaient pas assez profonds pour atteindre la couche de glace. Les cratères, dans ce cas, jouent un peu le rôle de sondes naturelles pour connaitre la profondeur de l'eau dans le sous-sol martien.

Comme autour de nombreux cratères martiens, les éjectas de ce cratère, de 32 km de diamètre, semblent avoir coulé autour du bassin, plutôt qu'être retombés sous forme de débris pulvérulents. Vu la température de surface de Vénus (+450°C), on ne peut invoquer la présence d'eau dans le sol pour expliquer cette morphologie très fréquente pour les cratères de Vénus. Il faut sans doute chercher cette morphologie des éjectas dans la forte densité et la forte viscosité de l'atmosphère, dont la pression au sol est supérieure à 90 atmosphères terrestres.

Cette photo est centrée sur l'anneau central du cratère de Gosses Bluff en Australie. Cet anneau central, parfaitement visible, mesure 6 km de diamètre. Mais l'érosion a presque estompé le bord du cratère, très peu visible, qui dessine un vague cercle concentrique à l'anneau, 8 km à l'extérieur de ce dernier. Ce cratère date de -145 Ma.

Le Meteor Crater de l'Arizona est le plus célèbre des cratères terrestres (diamètre de 1200 m). Son âge très récent (49 000 a) fait qu'il n'est quasiment pas érodé. On peut en particulier voir ses éjectas, amoncellements de blocs anguleux de calcaires très clairs d'âge permien (2 à 3 m d'épaisseur) surmontant moins d'1 m d'une couche de blocs de grès rouge du Trias, qui eux-mêmes reposent sur des strates en place de ce même grès triasique rouge. Le calcaire permien blanc "en place" se trouve 10 m plus bas, sous le Trias rouge. C'est en étudiant de tels éjectas, l'ordre et la disposition de leur retombées qu'on compare avec leur situation avant l'impact … que l'on peut bien comprendre le mécanisme des impacts.

Le cratère de Vredefort (Afrique du Sud) est l'un des plus grands (300 km de diamètre) et des plus vieux (2 Ga) cratères encore identifiables sur Terre. Son grand âge fait qu'il est très érodé, et qu'on peut voir les fractures qu'il a occasionnées sous lui dans son substratum. Ces fractures ont souvent une disposition bien particulière, car elles forment des sortes de cônes dont la pointe est dirigée vers le centre du cratère. Ces structures sont appelées shatter cones (cônes de percussion, en français). Des études ont montré que, pour que de telles structures prennent naissance, la surpression subie lors du passage de l'onde de compression devait dépasser 20 000 atmosphères (2 GPa).

Le cratère de Vredefort (Afrique du Sud) est l'un des plus grands (300 km de diamètre) et des plus vieux (2 Ga) cratères encore identifiables sur Terre. Son grand âge fait qu'il est très érodé, et qu'on peut voir les fractures qu'il a occasionnées dans le substratum, ici constitué de migmatites archéennes. Certaines de ces fractures se sont ouvertes pendant les mouvements associés à l'impact, et des éjectas partiellement fondus les ont remplies. La photo montre une carrière exploitant (pour des pierres ornementales polies) des gneiss et migmatites. Une telle fissure remplie d'éjectas partiellement fondus occupe tout le fond de cette carrière. On y voit des blocs de gneiss et migmatites, pris dans une matrice très sombre, vitreuse, qui ressemble à de l'obsidienne. Cette matrice sombre est en fait constituée de gneiss totalement fondu lors de l'impact et solidifié rapidement. Une telle formation est parfois appelée suévite, bien qu'en général ce terme soit réserver à des roches dont la proportion de verre est plus faible.

Une partie des éjectas des cratères sont fondus. Si de tels fragments fondus sont éjectés très loin du cratère sur une trajectoire balistique en dehors de l'atmosphère terrestre, un peu comme un missile balistique, ils peuvent se solidifier pendant ce vol balistique, en état de micro-gravité. Ils forment alors des "gouttes de verre", de couleur noire ou verte, et plus ou moins transparente. Des mouvements complexes de la goutte encore liquide pendant son vol balistique peuvent donner à cette goutte des formes étranges, comme ici des "poires allongées". Si ces fragments de verre sont retrouvés sur Terre, ils se nomment tectites. L'image présentée ici montre 2 photos d'une même tectite, l'une éclairée par devant (à gauche) et l'autre vue par transparence (à droite). Cette belle tectite transparente de couleur verte appartient à la catégorie appelée moldavite, qui provient de République Tchèque. Ces moldavites sont issues du cratère du Ries (Bavière), cratère de 24 km de diamètre, âgé de 15 Ma, et situé à 400 km à l'Ouest des zones où l'on peut trouver des moldavites moldaves.

Le long de ces 34 361 m de trajet à la surface de Mars, le robot Opportunity a découvert un micro cratère de météorite, de diamètre inférieur à la largeur de ses roues. Ce cratère a dû être causé par la chute d'une météorite d'un diamètre inférieur au cm, et qui doit se trouver enfoncé dans le sable au fond de ce trou. Ce cratère perce une dune de sable, et a donc eu lieu après la dernière forte tempête qui l'aurait effacé. Sur Terre, une telle micro-météorite aurait été arrêtée par notre atmosphère, 170 fois plus dense que l'atmosphère martienne.

En 1992, la comète Shoemaker-Levy 9 passa très près de Jupiter. Ce passage eu 2 effets : 1) l'orbite de la comète fut modifiée, ce qui l'amena à recroiser l'orbite de Jupiter avec fortes probabilités de collision 2 ans plus tard, 2) les forces de marées brisèrent cette comète en au moins 21 fragments. Et effectivement, les 21 fragments tombèrent sur Jupiter à la queue-leu-leu entre le 16 juillet 1994, 20h et le 22 juillet 1994, 8h. Le plus gros impact libéra une énergie équivalente à 6 millions de mégatonnes de TNT, (600 fois l'arsenal nucléaire mondial). Chaque impact occasionna sur Jupiter une "tache noirâtre", d'un diamètre voisin de celui de la Terre. Cette couleur sombre proviendrait soit de la matière de la comète elle-même, matière pulvérisée dans l'atmosphère jovienne, soit plus probablement de composés organiques sombres provenant de l'intérieur de Jupiter et remontés à la surface des nuages par l'impact. Ces taches sombres s'estompèrent et disparurent en quelques mois.