Géologie de la Lune

Pierre Thomas

ENS Lyon - Laboratoire de Géologie de Lyon

Olivier Dequincey

ENS Lyon / DGESCO

16/01/2020

Résumé

Les grandes caractéristiques géologiques de la Lune : cratères, mers, continents, origine.


Cet article est, à quelques modifications mineures et corrections orthographiques ou grammaticales près, la version d'un article commandé par la revue L'Archicube , bulletin de l'association des anciens élèves de l'ENS (rue d'Ulm). À l'occasion des 50 ans des premiers pas humains sur la Lune, un numéro spécial La Lune est paru. Nous vous proposons en pdf le sommaire de ce numéro spécial de décembre 2019.

Pour plus de détails et d'images, reportez vous à la conférence La géologie de la Lune, 50 ans après Apollo 11 .

Celui qui regarde la pleine lune remarque des taches sombres qui se détachent sur un fond clair. Les Occidentaux y voyaient un visage, les Chinois un lapin… Depuis Galilée, et avec le progrès des télescopes, on s'est aperçu que les taches sombres étaient de grandes plaines assez lisses et avec peu de cratères, d'où leur nom de “mers” ( maria ) donné au XVIIe siècle. Les parties claires étaient plus montagneuses, riches en cratères, et ont été appelé “terres” ( terrae ) ou “continents”. On a pu depuis la Terre prouver l'absence d'atmosphère, et déterminer les températures (+120°C le jour, −150°C la nuit) ; tout cela a douché les espérances de ceux qui cherchaient les « habitants de la Lune ». Puis ce fut l'exploration directe par des sondes automatiques (états-uniennes, Lunar Orbiter, Surveyor, ou soviétiques, Luna…), suivie par l'exploration humaine (6 missions Apollo, 12 astronautes et 382 kg de roches rapportés). L'exploration lunaire continua après les missions habitées, avec des sondes automatiques américaines, japonaises, chinoises, indiennes… Quels ont été les principaux résultats de ces quatre siècles d'étude, dont 50 ans d'exploration directe ?

Figure 1. La différence entre “mers” et “continents” à la surface de la Lune

En haut, vue globale de la face visible avec les mers, sombres et plates, et les continents, clairs et criblés de cratères. En bas, détail des plaines basaltiques de la Mer de la Sérénité ( Mare Serenitatis ) recouvrant les continents (localisation par la croix blanche sur l'image du haut).


Les cratères d'impacts

La surface de la Lune est criblée de multiples dépressions, appelées cratères. Longtemps considérés comme d'origine volcanique, l'exploration de la Lune a montré que ces cratères provenaient de l'impact d'astéroïdes et autres météorites sur la surface lunaire. Il existe des cratères de toute taille, d'un diamètre supérieur à 1000 km à des diamètres millimétriques. Les débris des gros cratères éjectés au loin recouvrent la surface lunaire d'une couche de roches brisées. Les mini- et micro-météorites (qui, sur Terre, sont arrêtées par l'atmosphère) érodent et broient finement la surface, qui est transformée en un tapis de poudre fine, le régolithe, où se sont imprimées les traces de pas des astronautes. Ces cratères sont un excellent outil de chronologie : une surface “jeune” exposée aux flux de météorites depuis “peu” de temps aura peu de cratères ; c'est le cas des “mers”. Une surface beaucoup plus âgée sera complètement perforée de cratères se recoupant les uns les autres ; c'est le cas des “continents”. Le comptage de ces cratères et la datation (grâce à la radioactivité) de ces surfaces a permis d'estimer le flux de météorites arrivant sur la Lune et sa variation au cours du temps. Cela permet de dater n'importe quelle surface de la Lune : il suffit d'y compter les cratères. Cela a permis aussi de retracer l'histoire du flux d'astéroïdes dans le système solaire interne, élément clé pour comprendre l'évolution du système solaire en général. Ce flux était très important jusqu'à −4 Ga, a fortement décru, et s'est quasi-stabilisé au très faible flux actuel depuis −3,7 Ga.

Figure 2. Le bassin lunaire Orientale, le plus récent des grands bassins d'impact lunaire, de 900 km de diamètre

En bas, exemple de petits cratères, formés par des petites météorites, perforant le régolithe, couche poudreuse formé de micro-débris.


Les continents

Les continents ont été explorés par les missions Apollo 14 à 17. Dans tous les cas, les roches qui les constituent sont des brèches, faites de fragments de roches cassées et ressoudées. Normal, les continents ont reçu de plein fouet l'intense bombardement antérieur à −4 Ga. Ces brèches sont faites de fragments d'anorthosite, variété de gabbro rare sur Terre et constituée majoritairement de feldspaths plagioclases, associés à quelques roches à pyroxène et olivine. Ces anorthosites et leurs minéraux ont été très majoritairement datés de −4,54 Ga (âge de la Lune) à −4,4 Ga. Les continents représentent 83 % de la surface de la Lune. Un processus géologique “fabriquant” une énorme quantité de feldspaths dans les premiers millions d'années de la Lune devra trouver sa place dans le scénario de l'histoire de la Lune.

Les mers et le volcanisme

Les “mers”, principalement situées sur la face visible, ne recouvre que 17 % de la surface de la Lune. Ce sont de vastes plaines de lave recouvrant les “continents”. Avec les photos des télescopes, puis avec les photos prises par les sondes en orbite autour de la Lune, on trouve les morphologies caractéristiques des vastes épanchements de laves fluides (fronts de coulée, chenaux d'écoulement…). Par contre, on voit très peu de volcans au sens « image d'Épinal » (montagne de cendre avec un cratère sommital). Cela prouve que les laves lunaires étaient très pauvres en gaz (vapeur d'eau ou autres volatils). Il faudra expliquer cette rareté des volatils dans les laves lunaires, alors qu'ils sont très présents dans les laves terrestres. Les missions Apollo 11, 12, 15 et 17 se sont posées sur une “mer” (ou une frontière “mer-continent”). Les échantillons rapportés des “mers” sont tous faits de basalte (olivine, pyroxène et plagioclase emballés dans un verre). Ces basaltes sont particulièrement anhydres (pour les géologues, c'est l'absence d'amphibole qui signe cette rareté de l'eau). Les datations des échantillons ramenés donnent des âges compris entre −3,8 Ga et −3 Ga. Grâce aux images de la surface, on voit que ce volcanisme basaltique a continué en décroissant jusque vers −2 Ga pour s'arrêter presque complètement, à l'exception de quelques kilomètres carrés de petits champs de lave beaucoup plus jeunes.

Figure 3. Exemple vu depuis l'orbite et depuis le sol d'un chenal d'écoulement de lave en bordure de la Mer des Pluies ( Mare Umbrium )

Exemple vu depuis l'orbite et depuis le sol d'un chenal d'écoulement de lave en bordure de la Mer des Pluies (Mare Umbrium)

La croix blanche localise le site d'atterrissage d'Apollo 15.


La tectonique et la sismicité

On ne voit sur la Lune aucune structure révélant l'existence d'une tectonique des plaques : pas de zone de subduction, pas de dorsale, pas de chaine de collision… On identifie néanmoins quelques accidents tectoniques ici ou là. On trouve des failles affectant les basaltes des “mers”, ainsi que leurs bordures. Ces failles anciennes sont la conséquence des mouvements verticaux engendrés par la mise en place de ces laves. On remarque aussi un peu partout de discrètes failles compressives, parfois très “récentes” (moins de 1 Ga). On ne connait pas de failles extensives contemporaines, ce qui signifie que la surface de la Lune diminue. L'étude des petits cratères raccourcis par ces failles a permis d'estimer la diminution de surface, donc de rayon de la Lune. Le rayon de la Lune (≈1736 km) aurait diminué de 100 m pendant le dernier milliard d'années, ce qui peut s'interpréter en terme de refroidissement interne : l'intérieur de la Lune se serait refroidi de 10°C durant ce dernier milliard d'années (l'intérieur de la Terre a perdu 100°C pendant ce même milliard d'années).

La faiblesse de la sismicité va de pair avec celle des mouvements tectoniques. Les sismographes déposés sur la Lune par les missions Apollo ont fonctionné jusqu'en 1977. La majorité des rares séismes enregistrés a eu lieu entre 600 et 950 km de profondeur. Ils sont associés aux déformations de la Lune par les marées. L'énergie sismique libérée par la Lune est 10−12 fois celle libérée par la Terre (alors que la Lune n'est que 100 fois moins volumineuse que la Terre).

La structure et la chimie de la Lune

La masse volumique de la Lune (3346 kg.m 3) est beaucoup plus faible que celle de la Terre (5515 kg.m 3). Cela indique que le rapport fer/silicates de la Lune est plus faible que celui de la Terre. Les enregistrements sismiques obtenus après les missions Apollo montrent un petit noyau de fer, d'environ 350 km de rayon, soit 20 % du rayon total de la Lune, alors que le noyau ferreux de la Terre occupe 54 % de son rayon. Aucune donnée n'indique avec certitude si ce noyau est solide ou liquide. La surface est occupée par une croute anorthositique qui affleure au niveau des continents (et est présente sous les “mers”). Les données sismologiques et celles obtenues par les satellites gravimétriques montrent que cette croute mesure environ 30 km d'épaisseur sous la face visible, et environ 60 km sous la face cachée. Pourquoi cette différence ? L'espace entre la croute et le noyau est occupé par un manteau péridotitique, solide. Sur 250 km, le manteau inférieur est un peu moins rigide (faible taux de fusion partielle ?) que le reste des 1350 km. C'est juste au-dessus de la limite entre les manteaux inférieur et supérieur qu'ont lieu la majorité des séismes lunaires. C'est ce manteau supérieur qui a partiellement fondu entre −3,8 et −2 Ga pour donner le volcanisme des ”mers”. Les analyses géochimiques faites depuis l'orbite établissent des distinctions subtiles entre les basaltes de différentes régions, suggérant que le manteau lunaire n'est pas homogène.

Chimiquement, les roches lunaires ressemblent beaucoup aux roches terrestres. Elles leur sont même étrangement similaires quant à leur composition isotopique, en particulier pour les isotopes de l'oxygène. C'est étonnant car on sait, grâce aux météorites, que le système solaire est isotopiquement hétérogène.

Il y a cependant une différence majeure entre les échantillons lunaires et terrestres : les échantillons lunaires sont très appauvris en éléments ou composés volatils (comme l'eau, le potassium…), comme s'il s'agissait d'échantillons de roches terrestres surchauffées.

L'origine et l'histoire de la Lune

Avant les missions Apollo, l'origine de la Lune était discutée. Pour des raisons de forces de marées, on sait depuis la fin du XIXe siècle que la Lune doit s'éloigner de la Terre, qui devait tourner sur elle-même autrefois beaucoup plus vite que maintenant (cela a d'ailleurs été vérifié avec les réflecteurs laser déposés par les missions Apollo : la Lune s'éloigne en moyenne de 3,8 cm.a 1). On a alors proposé que la Lune soit un morceau du manteau terrestre arraché par la très grande force centrifuge associée à une grande vitesse de rotation. Cela expliquait bien la pauvreté de la Lune en fer, mais pas son orbite voisine du plan de l'écliptique et très différente du plan équatorial terrestre. On a aussi proposé une accrétion “double” dans le même secteur. Cela expliquait bien les orbites, mais pas la pauvreté en fer. Le modèle du passage d'un corps s'étant formé ailleurs dans le système solaire et capturé par la gravité terrestre avait les faveurs des scientifiques pré-Apollo. Mais ce troisième modèle n'explique pas les similitudes chimiques et surtout isotopiques de la Terre et de la Lune qu'ont montré les échantillons d'Apollo. Et il fallait, enfin, un modèle capable d'expliquer le grand déficit en éléments volatils des roches lunaires par rapport aux échantillons terrestres. C'est W. Hartmann et D Davis qui, en 1975, proposèrent le modèle qui est actuellement retenu (après de nombreux perfectionnements et ajustements) : la collision oblique entre une Terre déjà formée et différenciée et un corps de la taille de Mars (1/10 de la masse de la Terre) lui-même différencié. Cet impacteur a été nommé Théia[1]. La Lune serait née de la ré-accrétion en orbite terrestre des débris issus de cette collision, principalement du manteau terrestre. Ce choc aurait eu lieu moins de 50 Ma après que la Terre eut atteint la quasi-totalité de sa masse. La ré-accrétion des débris et la formation de la Lune auraient duré moins d'un millénaire. Des simulations informatiques montrent que l'on peut faire la Lune avec ses caractéristiques physiques et chimiques en ajustant masse, vitesse et orbite de Théia. En l'état, ce scénario explique l'orbite de la lune, l'identité isotopique Terre-Lune, la haute température des fragments terrestres ayant donné la Lune… Mais il reste encore beaucoup de problèmes, en particulier géochimiques ; il faudra d'autres échantillons prélevés dans des régions non explorées par les missions Apollo pour aller plus loin.

La ré-accrétion rapide des débris a dégagé suffisamment de chaleur pour fondre la Lune en formation. Le peu de fer qu'elle contenait est tombé au centre, recouvert d'un océan de magma. Cet océan s'est refroidi et a cristallisé. Les moins denses des silicates, les feldspaths, se sont accumulés au sommet de cet océan magmatique et ont formé la croute anorthositique, alors qu'olivines et pyroxènes plus denses formaient le manteau.

Cet océan magmatique se serait entièrement solidifié en 200 Ma. Pendant les 500 millions d'années qui suivent, la surface de la Lune fut intensément bombardée. Ces impacts engendrèrent des bassins dont le plus grand, près du Pôle Sud, mesure plus de 2000 km de diamètre. Le plus jeune et le mieux conservé, le bassin Orientale, mesure 900 km de diamètre et a un âge légèrement supérieur à 3,8 Ga (fig 2). C'est vers cette époque que la chaleur lentement dégagée par la radioactivité interne du manteau l'a fait fondre partiellement, ce qui a produit les basaltes des mers. Ceux-ci s'accumulèrent dans les dépressions, en particulier dans certains des bassins d'impacts créés dans les centaines de millions d'années qui précèdent. Ce magmatisme culmina entre −3,5 et −3 Ga pour quasiment cesser vers −2 Ga. Depuis, à part quelques hectares de roches volcaniques, les seules manifestations géologiques qui ont modifié la surface ou l'intérieur de la Lune sont des impacts (qui ont produits de beaux cratères comme Tycho et Copernic), quelques rares séismes profonds et le jeu de quelques failles compressives qui nous rappellent que la Lune, malgré sa petite taille, n'est pas complètement refroidie.

L'eau sur la Lune

L'eau est absente de la Lune, absente de son intérieur à cause de sa genèse, de sa surface à cause des conditions de pression et de température. Encore que… L'axe de rotation de la Lune est perpendiculaire au plan de son orbite. L'éclairage y est toujours rasant aux pôles. Et comme il y a des cratères, leur fond n'est jamais éclairé, et il y règne nuit et froid perpétuels. De l'eau amenée par des impacts cométaires pourrait y subsister sous forme de glace. Des missions en orbite et l'écrasement volontaire d'une sonde au pôle Sud ont montré que le sol des cratères polaires contient jusqu'à 5 % de glace. Une ressource sur laquelle lorgnent déjà ceux qui veulent installer des bases permanentes sur la Lune.

En guise de conclusion

La Lune est le mieux connu des corps extra-terrestres. Mais il reste beaucoup d'inconnues. Le noyau est-il encore partiellement liquide ? Pourquoi la croûte est-elle plus épaisse d'un côté que de l'autre ? Pourquoi le manteau est-il chimiquement hétérogène ? Pourquoi y a-t-il encore un tout petit peu de volcanisme alors que la Lune devrait être bien refroidie ? Quels sont les rares gaz qui ont, parfois, accompagné les éruptions volcaniques ? Dans le détail, comment s'est passé l'impact à l'origine de la Lune et la ré-accrétion des débris ? Pour répondre à ces questions, une seule solution : continuer l'exploration de notre proche voisine.



[1] Dans certaines versions des mythes grecs, Théia est le nom de la déesse mère de la Lune.