Planétologie/La géologie de la Lune
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. D'autres méthodes permettent d'obtenir des informations sur notre satellite :
- l'étude des séismes avec les sismomètres laissés par les missions de la NASA ;
- 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 ont été utilisées par les planétologues pour étudier la géologie de la Lune. Nous vous proposons de voir ce que les géologues ont découvert.
La surface de la Lune : mers et terres lunaires[modifier | modifier le wikicode]
L'observation de la croûte montre qu'il n'y a pas de tectonique des plaques, et qu'il n'y en a jamais eu : on n'observe pas de fosses de subductions, de rifts, de dorsales, ou de structures tectoniques de grande taille. Pour autant, la surface de la lune n'est pas homogène. L'observation montre qu'elle est formée de terrains clairs et sombres. Les zones claires sont appelées des terraes, des continents, ou encore les terres lunaires, alors que les zones sombres sont appelées des mers lunaires. La différence de couleur entre terres et mers provient de différences de composition chimique et minéralogique. Les continents lunaires sont composés principalement d'anorthosite, un minéral très courant dans les roches magmatiques granitiques, qui leur donne leur couleur claire, grise. Les mers lunaires sont composées essentiellement de basaltes, des roches volcaniques pauvres en silice. Vu que les basaltes sont des roches volcaniques, contrairement aux roches des continents, on devine aisément que les mers sont des structures d'origine volcanique, formées supposément par l'épanchement de grandes quantités de lave.
Les continents lunaires sont remplis de cratères, preuve qu'il s'agit de surfaces anciennes, pas beaucoup remaniées par le volcanisme ou la tectonique. À l'inverse, les mers lunaires sont plates et sans cratères, ce qui prouve qu'elles ont subi un volcanisme massif qui a effacé les cratères. On peut déterminer l'âge de formation de la croûte en comptant les cratères : plus une portion de croûte est âgée, plus elle a reçu d'impacts depuis sa formation. Le comptage des cratères indique que les mers lunaires se sont formées il y a environ 3 à 4 milliards d'années. 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.
La face visible et la face cachée[modifier | modifier le wikicode]
Les mers lunaires sont inexistantes sur la face cachée, cette dernière étant recouverte de continents. Les continents lunaires recouvrent près de 85% de la surface lunaire, dont la totalité de la face cachée et 65% de la face visible. Les 35% de la face visible sont recouverts par 22 mers lunaires différentes. Et ce n'est pas la seule différence visible entre les deux faces. Par exemple, l’élévation semble plus importante sur la face cachée que sur la face visible depuis la Terre. Si on mesure l’attitude moyenne sur les deux faces, on trouve une différence de 19,8 kilomètres de hauteur, ce qui est loin d'être négligeable. Une autre différence est l'épaisseur de la croûte : la croûte est plus épaisse sur la face cachée que sur la face visible. Là où la croûte fait 60 kilomètres d'épaisseur sur la face visible, elle en fait près de 110 sur la face cachée. Personne ne sait expliquer l'origine des différences entre faces visible et cachée, à l'heure actuelle. Certains chercheurs supposent un lien avec des effets de marée, d'autres supposent un impact d’astéroïde, d'autres une variation de composition chimique du manteau entre les deux faces, etc.
Il est possible qu'il y ait un lien entre la localisation des mers et l'épaisseur de la croûte. Les planétologues qui souscrivent à cette hypothèse partent du principe que les mers lunaires sont des conséquences de cratères d'impact très puissants. Elles se sont formées quand ces impacts ont fracturé la croûte, formant des fissures par lesquelles la lave des mers est sortie. Sur la face visible, des impacts de météorite auraient creusé des bassins/cratères assez profonds, suffisamment pour casser la croûte et permettre au magma de s'épancher en surface. Sur la face cachée, la croûte épaisse aurait servi de bouclier contre les impacts, empêchant aux mers de se former. Cette hypothèse est bien étayée, mais on peut signaler qu'il n'y a pas de mers lunaires au pôle sud où la croûte est la plus mince. Pour le moment, on dispose plus d'hypothèses que de réponses et les planétologues ont encore du pain sur la planche.
Les mers lunaires[modifier | modifier le wikicode]
Tout indique que les mers sont de gigantesques épanchements de lave solidifiée, plus précisément de basalte. Leur formation est encore mal connue, mais les chercheurs ont des explications assez étayées. Les uns proposent que certaines mers se sont formés suite à des cratères d'impacts, qui auraient fissuré la croûte et inondé le cratère de lave. D'autres proposent des éruptions exceptionnelles par leur ampleur, qui auraient inondé des bassins de grande ampleur. Les deux hypothèses sont complémentaires, certaines mers collant bien à la première explication, d'autres collant mieux à la seconde.
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. La Mare Imbirum et la mer de la sérénité sont deux exemples de mers lunaires formées par un cratère d'impact. Preuve en est, on trouve des éjectas autour de ces deux mares, des roches projetées hors du cratère lors de l'impact. De plus, les mesures gravimétriques mentionnées plus haut sont compatibles avec une telle origine. Enfin, elles ont une forme de cuvette aux bords circulaires, qui est compatible avec un impact.
Néanmoins, certaines mers lunaires ne semblent pas liées à des cratères d'impact. Des chercheurs supposent que la lave est sortie par de gigantesques fissures, à travers la croûte lunaire. Des éruptions de ce genre ont lieu sur Terre, et sont appelées des éruptions fissurales. La mer Oceanus Procellarum en est un bon exemple. Les premières hypothèses sur sa formation postulaient un gigantesque impact d’astéroïde, mais la forme de cette mare, qui n'est vraiment pas elliptique ou circulaire, ne semblait pas être compatible avec cette hypothèse. 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 classiques, lié à des phénomènes localisés dans le manteau de la Lune.
Les Winkle ridges[modifier | modifier le wikicode]
À la surface des mers, on trouve des fissures formées lors du refroidissement du basalte, par contraction thermique. Ces fissures sont appelées des Wrinkle ridge. Par exemple, on peut citer la Dorsa Smirnov.
Les dômes et cônes volcaniques[modifier | modifier le wikicode]
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On trouve aussi des dômes de lave, similaires aux dômes des volcans péléens. Ces dômes ont une taille de plusieurs kilomètres de diamètre, guère plus. 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. Ce qui fait que les dômes lunaires ont des pentes douces, entre 1 et 8 degrés de pente, contrairement aux dômes terrestres aux pentes plus abruptes. De plus, les dômes lunaires possèdent un cratère d'environ 1 kilomètre à leur sommet, alors que les dômes terrestres n'en ont pas. 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. De tels regroupements de dômes sont monnaie courante et presque tous les dômes lunaires sont dans ce cas. On les trouve sur les bords des mers lunaires, là où la lave est peu épaisse, ce qui peut signifier que la chambre magmatique de ces volcans est proche de la surface.
À côté des mers, on trouve de petits édifices volcaniques, similaires aux cônes volcaniques communs sur Terre.
Les dépôts mantelliques sombres[modifier | modifier le wikicode]
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 au télescope : 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.
Les rainures sinueuses[modifier | modifier le wikicode]
On trouve aussi des espèces de canaux, appelés rainures sinueuses, ou encore 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.
Les Irregular Mare Patches[modifier | modifier le wikicode]
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 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".
Les failles lunaires[modifier | modifier le wikicode]
La surface lunaire est fracturée, avec de nombreuses failles de grande ampleur. Ces failles ne sont pas le résultat d'une tectonique des plaques, absente sur la Lune, mais sont le résultat d'impacts d’astéroïdes et de processus gravitaires.
Le premier type de faille se trouve sur les mers lunaires ou sur les terrains avoisinants. Les roches des mers lunaires forment des épanchements assez épais, de plusieurs centaines de mètres minimum. Tout cela pèse sur la croûte et implique un ajustement isostatique assez marqué, parfois une fragilisation des roches sous-jacentes. L'effet est plus marqué au centre des mers lunaires que sur leurs bords, pour une raison simple : les roches des mers lunaires sont plus épaisses au centre que sur leurs bords. L'épanchement de lave ne dépasse guère la centaine de mètres aux bords des mers lunaires, mais peu aller jusqu'à plusieurs kilomètres en leur centre. Le poids y est alors tel que la croûte sous-jacente s'est fracturée, donnant naissance à des failles, des grabens d'effondrement, des dorsales et d’autres structures tectoniques similaires.
Un second type de faille lunaire, les rainures rectilignes, regroupe les failles formées suite à une extension de la croûte. Elles ressemblent fortement aux grabens et aux rifts observés sur Terre, avec un fond plat entouré par deux failles opposées. Mais elles ont une taille assez petite, ce qui signifie que les rainures rectilignes se sont formés non pas à cause d’une tectonique des plaques, mais sous l'influence de phénomènes locaux. L'extension est liée au volcanisme, preuve en est qu'une large minorité de rainures rectilignes est proche d'édifices volcaniques, que ce soit des dômes, des cônes ou des mers lunaires. Elles se formeraient suite à des infiltrations de magma dans les roches lunaires, similaires aux dykes terrestres, qui écarterait les roches lunaires en remontant vers la surface.
Les cratères d'impact et les réplétions[modifier | modifier le wikicode]
Les cratères d'impact sont monnaie courante sur les continents, plus rares sur les mers lunaires. On en trouve de toutes tailles, les plus petits faisant quelques mètres ou moins, alors que les plus gros cratères font plusieurs dizaines de kilomètres de diamètre. Pour donner quelques chiffres, il existe plus de 300 000 cratères de diamètre supérieure au kilomètre, sur la face visible. Comme on l'a dit dans le chapitre sur les chutes d'astéroïdes, la forme du cratère dépend de sa taille : simple (bol renversé) pour les petits cratères, fond plat avec pic central pour les plus gros. Avec cependant une petite particularité : les cratères les plus gros ont un fond noyé par la lave. Les impacts qui ont donné les plus gros cratères étaient assez puissants pour briser la croûte lunaire, ce qui a permis de remplir leur fond d'un lac de lave. Lac de lave qui s'est ensuite solidifié, ce qui explique pourquoi les grands cratères lunaires ont un fond plat (ou presque). Dans les cratères qui ont donné naissance aux mers lunaires, la lave a débordé du cratère, l'ensevelissant complètement. D'autres cratères ont aussi été ensevelis sous les mers lunaires alentours. On peut repérer ces cratères enfouis sur les enregistrements gravimétriques. Dans d'autres cas, les bords du cratère se sont brisés sous la pression de la lave, donnant naissance à un petit épanchement de lave, qui s'est répandu sur les pentes du cratère.
La croûte lunaire est moins épaisse sous les cratères d'impact et qu'elle y est parfois absente ! Les données satellites montrent la présence d'anomalies gravitaires au-dessus de certains cratères, qui s'expliquent par des accumulations de matériaux denses auxquelles on a donné le nom de réplétions (le terme anglais est mascons). Elles sont composées d'un centre où l'anomalie gravitaire est maximale, entouré de cercles concentriques où la gravité alterne entre valeurs inférieures et supérieures à la normale. Leur forme, similaire à celle d'une onde, laisse penser qu'elles se forment suite à l'impact qui donne naissance au cratère, sous l'effet de l’onde de choc. Leur origine est vraisemblablement liée à des remontées mantelliques, induites par la déformation de la croûte par l'onde de choc et par la formation du cratère d'impact. Plusieurs processus permettent d'expliquer la forme exacte des réplétions.
- La remontée mantellique centrale est liée à la disparition de la matière sous le cratère d'impact proprement dit. Le creux laissé par le cratère d'impact est en quelque sorte rempli par la remontée du manteau sous-jacent. La croûte étant amincie, elle pèse moins qu'avant sur le manteau, ce qui le fait remonter vers la surface pour rétablir l'équilibre isostatique. Cependant, la croûte est rigidifiée par l’impact et par le remplissage du cratère. Elle forme une sorte de couvercle rigide qui empêche le manteau de remonter suffisamment pour rétablir l'équilibre isostatique. Il reste alors une anomalie gravitaire positive, signe que la remontée mantellique ne compense pas la perte crustale.
- Le cercle concentrique autour de la remontée centrale s'explique par le déplacement de matière lunaire par les éjectas. L’impact fait fondre la matière lunaire et la disperse autour du cratère d'impact. La fusion des roches lunaires lors de l'impact, puis leur re-solidification, en augmente la densité. L'accumulation de cette matière densifiée autour du cratère amplifie la gravité tout autour, creusant le cercle de gravité supérieure qui entoure le cratère.
- Les cercles concentriques plus éloignés s'expliquent par la propagation de l'onde de choc formée lors de l'impact. Suite à l'impact, l'onde de choc se propage dans la croûte et la déforme. L'interface entre la croûte et le manteau est aussi déformée par l'onde de choc, ce qui fait remonter le manteau dans les creux de l'onde, et le fait sous dans les bosses. Au bout d'un moment, l'onde de choc se dissipe et les mouvements du manteau vont stopper. Mais le manteau se déformant différemment de la croûte, les vagues formées par l'onde de choc sur l'interface croûte-manteau vont "se figer" et donner les mascons.
Les roches lunaires : chimie et pétrographie[modifier | modifier le wikicode]
À la surface, les roches lunaires ont une composition chimique similaire à celle des roches terrestres, avec quelques variations idiosyncratiques assez significatives. La Lune a une densité très faible, d'environ 3,4, qui fait d'elle le satellite rocheux le moins dense. La faible densité de la Lune fait qu'elle a une très faible gravité, insuffisante pour conserver une atmosphère. L'absence de réactions géochimiques avec une atmosphère rend la chimie de la surface assez pauvre, nettement moins diversifiée que celle de la Terre. La chimie lunaire dépend principalement essentiellement du magmatisme et du volcanisme. La chimie de la croûte lunaire n'a pas beaucoup évoluée depuis la formation de la Lune, si ce n'est sur sa surface, en raison du volcanisme. La surface a aussi évoluée suite à divers processus d'érosion, qui sont loin d'être négligeables sur la Lune, contrairement à ce qu'on pourrait croire. Dans ce qui suit, nous allons voir la chimie de la croûte (dépendante du magmatisme) avant celle du sol lunaire, influencée par l'érosion spatiale.
La croûte lunaire[modifier | modifier le wikicode]
À eux seuls, quatre types de minéraux constituent 98% de la croûte lunaire : l'olivine, les feldspaths plagioclases, les pyroxènes, et les oxydes. 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. Les analyses géochimiques des échantillons ramenés par les missions Apollo et des météorites lunaires, ainsi que les observations spectroscopiques de la surface lunaire, montrent une grande différence entre la composition des mers lunaires et celle des continents. Les continents lunaires sont composés d'Anorthosites (une roche riche en Aluminium et en Calcium, mais pauvre en Fer, en Magnésium et en Titane), alors que les mers lunaires sont composées de basaltes. On trouve aussi des roches nommées Dunite, la Trocolite, Gabbro, Anorthosite alcalines, Norites, Gabbronorites, mais dans des proportions bien plus faibles que les basaltes et Anorthosites.
Les Anorthosites des continents se sont formées vers de 4,4 milliards d'années et sont donc la roche lunaire originelle, mais on ne peut pas en être vraiment sûr. Il faut dire que les nombreux impacts d'astéroïdes ont remodelé les roches lunaires, au point que les échantillons de roches primaires sont très rares, exceptionnels. Les roches lunaires sont presque toutes métamorphisées, refondues, fragmentées, choquées, etc. Ce sont des brèches, à savoir des roches formés de nombreux fragments rocheux agglomérés entre eux. Au niveau isotopique, les roches des continents lunaires sont enrichies en Europium et en Strontium, deux éléments chimiques assez rares, qui ont une affinité particulière pour les Feldspaths plagioclase.
Les mers lunaires sont composées de basaltes, semblables aux basaltes terrestres, mais qui ont une composition chimique légèrement différente : ils sont plus riches en FeO et TiO2, mais plus pauvres en Al2O3. Ils sont légèrement plus riches en olivines et pyroxènes que les terrains environnants, mais pauvres en Feldspath plagioclase. Au niveau isotopique, les basaltes des mers lunaires sont appauvris en Europium et en Strontium, contrairement aux continents lunaires. Ces anomalies semblent complémentaires, ce qui tend à montrer que les basaltes des mers et les roches continentales se seraient formées à partir d'un même magma, qui se serait différencié, séparé en deux phases distinctes. Nous en reparlerons quand nous parlerons de l'évolution du manteau lunaire.
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. 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, Phosphore. Ces basaltes KREEP sont localisés dans les mers Oceanus Procellarum et la Mare Imbrium, et ne se trouvent nulle part ailleurs. Cela se voit sur les cartes de la concentration en Thorium de la croûte lunaire.
Beaucoup de basaltes lunaires possèdent des vides appelés vésicules, formées par des bulles de gaz "fossilisée" lors de la solidification de la roche. Les gaz en question ne devait pas différer fortement des gaz volcaniques terrestres, à quelques différences mineures. Ils devaient être composés en majorité de dioxyde de carbone, avec de faibles quantités de Soufre. Par contre, l'absence d'eau dans les roches unaires fait que ces gaz ne devaient pas contenir beaucoup de vapeur d'eau.
Le régolite lunaire[modifier | modifier le wikicode]
La surface de la Lune a été soumise à une érosion particulière, l'érosion spatiale, qui a formé un "sol" lunaire : le régolite. Celle-ci a donné naissance à un régolite constitué de plusieurs couches (de la moins profonde à la plus profonde) :
- un méga-régolite 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 blocs, avec des particules intercalées ;
- une zone de fractures, formée par les impacts ;
- la roche-mère, préservée des impacts.
Sa composition chimique est différente de celle des roches terrestres, non pas que les éléments chimiques soient différent, juste les proportions qui ne sont pas les mêmes. Le régolithe est très riche en Oxygène, comme les roches terrestres, mais est aussi riche Hydrogène, Hélium, Carbone, Azote, etc. Mais contrairement aux précédents, ces éléments ont été apportés sur la Lune de l'extérieur : ils viennent du vent solaire et sont de purs apports liés à l'érosion spatiale. À noter que le pôle sud de la Lune est plus riche en Hydrogène que les mers et continents, ce qui est lié à la présence de glace à cet endroit. Mais rien de certain pour le moment. Outre ces éléments chimiques apportés de l'extérieur, le régolithe en métaux : Soufre, Fer, Magnésium, Manganèse, Nickel. Ces derniers sont présents dans les roches sous une forme oxydée, à savoir associés à de l'Oxygène. C'est surtout au niveau des mers que le régolithe est riche en métaux et en terres rares, preuve que des métaux étaient là dès la création de la Lune et sont arrivés en surface par le biais du volcanisme.
La sismologie lunaire et sa structure interne[modifier | modifier le wikicode]
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 et plusieurs centaines de séismes profonds. L'analyse des données sismiques a été très utile aux planétologues et a principalement permis de connaître l'intérieur de la Lune. Ils ont pour cela utilisé les mêmes techniques que les géologues, qui utilisent les séismes pour sonder l'intérieur de la Terre. Les données sismiques nous disent que la Lune est structurée en plusieurs couches, comme toutes les planètes telluriques. L'ensemble a une structure interne assez similaire à celle de la Terre : une croûte et un manteau de silicates, et probablement un noyau ferreux.
Les séismes lunaires se classent, selon leur profondeur, en trois grands types :
- Les séismes de surface ont leur foyer dans la croûte (20 à 30 kilomètres de profondeur). Ils sont causés soit par des impacts de météorites, soit par le réchauffement de la croûte lorsque le jour revient (les journées durent 2 semaines sur la Lune).
- Les séismes de profondeur intermédiaire proviendraient du refroidissement de la Lune. En refroidissant, les roches se contracteraient au point de casser, causant des séismes de forte ampleur. De tels séismes sont observés, avec une magnitude 4 à 5, même s'ils sont très rares.
- Les séismes profonds (700 kilomètres de profondeur) sont plus rares et leurs mécanismes de déclenchement sont mal connus. On pense qu'ils sont dus aux marées, vu que ces séismes se déclenchent avec une régularité assez nette : 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 étrange, ces séismes profonds 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).
La croûte lunaire[modifier | modifier le wikicode]
Dans l'ensemble, la structure de la croûte est la suivante :
- Les premières centaines de mètres, composées de gravats, laissent bien passer les ondes sismiques.
- À moins d'un kilomètre de profondeur, les ondes sismiques ralentissent lors du passage du régolithe à la croûte.
- Entre 1 et 20 kilomètres de profondeur, la vitesse des ondes sismiques indique qu'elles traversent un matériau basaltique. La vitesse augmente doucement avec la profondeur, ce qui indique que le basalte voit sa densité augmenter progressivement avec la profondeur.
- De 20 à 60 kilomètres, les ondes sismiques traversent une couche riche en Anorthosite, la roche qui compose les continents lunaires.
- Plus profondément, la croûte laisse place au manteau et la zone de transition est assez brutale.
Le manteau lunaire[modifier | modifier le wikicode]
L'étude du manteau provient essentiellement de l'analyse des séismes lunaires et des roches profondes exhumées. Il est presque certain que le manteau est riche en Fer et en Magnésium. Au niveau des minéraux, le manteau lunaire doit essentiellement être constitué de Pyroxène et d'Olivine. L'ensemble a une composition chimique et minéralogique assez similaire à celle de la Terre et des autres planètes telluriques.
Il est supposé que le manteau est presque intégralement solide et cassant, avec cependant une incertitude quant au manteau profond, qui pourrait être liquide. L'étude des ondes sismiques 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 études plus récentes 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. Certaines ne retrouvent même pas la discontinuité des 500 kilomètres. Pas de consensus, donc.
Le noyau lunaire[modifier | modifier le wikicode]
L'existence du noyau central est encore hypothétique, divers indices n'étant pas vraiment compatible avec son existence, tandis que d'autres s'expliquent mal sans lui. D'un côté les données sismiques et l'existence du champ magnétique vont dans le sens d'un noyau ferreux, de l'autre la densité de la Lune pose problème. La densité de la Lune est presque identique à la densité de ses roches de surface : 3,34 pour la Lune, contre 3,3 pour les roches de surface. Cela indique que la Lune n'a pas de noyau, ou alors que celui-ci est très petit. En tout cas, on sait que si le noyau lunaire existe, il est très petit et ne dépasse pas les 700 kilomètres de diamètre.
Pourtant, les magnétomètres des missions lunaires montrent que la Lune a un faible champ magnétique qui semble provenir de l'aimantation de la croûte. Une hypothèse est que ce champ magnétique est le vestige d'un ancien champ magnétique, fossilisé dans les roches lunaires lors de la solidification de la croûte. Si c'est vrai, cela signifie que la Lune dispose bien d'un noyau, mais la petite taille du noyau semble incompatible avec la valeur mesurée du champ magnétique. Une hypothèse alternative dit que le champ rémanent s'est formé par "mémorisation" de champs magnétiques transitoires, qui surviennent lors d'impacts de météorites.
L'histoire géologique de la Lune[modifier | modifier le wikicode]
Comme dit plus haut, les roches lunaires et terrestres sont similaires sur les plans chimiques et isotopiques. Cette ressemblance dans les compositions chimiques et isotopiques laisse à penser que la Lune se serait formée suite à un gigantesque impact de météorite sur Terre. L'impact aurait soufflé une portion importante du manteau terrestre dans l’espace les débris s'étant ensuite agglomérés pour former la Lune. Cela expliquerait pourquoi la Lune est pauvre en Fer et en métaux : l'impact n'a pas touché le noyau et n'a donc pas propulsé de métaux dans l’espace. L’astéroïde qui s'est écrasé sur la proto-Terre est appelé Theia, aurait une masse proche de 20 % de la masse terrestre actuelle, et son orbite aurait été proche de celle de la Terre. La théorie la plus en vogue suppose que Theia se serait formé sur un point de Lagrange, avant de se rapprocher progressivement de la Terre par vagues successives, jusqu'à s'écraser sur Terre 20 millions d’années plus tard.
La séparation de la croûte et du manteau[modifier | modifier le wikicode]
Durant sa jeunesse, la Lune a été chauffée par les impacts de météorites et par la désintégration d’éléments radioactifs. Elle a ainsi été complètement fondue, formant une grosse boule de magma. Mais cet océan de magma a fini par se solidifier progressivement, donnant naissance à la croûte et au manteau lunaire. Les premiers minéraux solides qui se sont formés ont été l'olivine, les pyroxènes, les feldspaths plagioclase et de l'orthopyroxène, suivis par quelques minéraux annexes. Il se trouve que ces minéraux sont plus denses que le magma qui leur a donné naissance, à une exception : les feldspaths plagioclase. Ils ont donc sédimenté vers la base du manteau, laissant les feldspaths plagioclase flotter sur l'océan de magma, et donnant naissance à la croûte. Le résultat est un manteau riche en pyroxènes (ortho et clino-pyroxènes) et en olivine, surmonté par une croûte d'anorthosite.
La croûte lunaire s'est formée ainsi lors de la solidification de la Lune, quand l'océan magmatique lunaire s'est différencié. Sachant que le même mécanisme a eu lieu sur toutes les planètes telluriques, Terre incluse, on peut se demander pourquoi la Lune est la seule à avoir une croûte d'anorthosite. La Terre, Mars, Venus, et de nombreux autres corps telluriques, ont une croûte primordiale basaltique, pauvre en Feldspaths plagioclase. Une des raisons tient dans la faible gravité de la Lune, qui est 80 fois plus faible que celle de la Terre. De ce fait la pression n'augmente pas trop avec la profondeur, contrairement à ce qu'on observe sur les autres corps telluriques plus massifs. Cela permet à certains minéraux de se former à des profondeurs importantes, alors que ce n'est pas le cas sur Terre : du feldspaths plagioclase a pu se former sur la Lune car la pression dans le manteau était assez faible, là où la pression du manteau terrestre l'interdit. Ainsi, le feldspath peut se former sur Terre jusqu'à 30 kilomètres de profondeur, alors qu'on en trouve jusqu’à 180 kilomètre de profondeur dans le manteau lunaire. Autant dire que la Lune a eu suffisamment de place pour former assez de plagioclase pour sa croûte, là où les autres corps telluriques n'ont pas eu cette chance. On estime que si la Terre avait pu former une croûte d'anorthosite primaire, celle-ci aurait été 6 fois épaisse que celle de la Lune.
De plus, les conditions de température et de pression différentes ont fait que les minéraux ont cristallisés dans un ordre différent : sur Terre, les clinopyroxènes ayant cristallisé en premier, suivis par l'olivine, puis enfin par les plagioclases. Sur Terre, les pyroxènes et l'olivine ont cristallisé en premier, accompagnés par du grenat. Ces minéraux, plus denses, ont coulés au fond de l'océan de magma pour s'accumuler au fond du manteau liquide. Le manteau supérieur s'est alors enrichi d'un magma pauvre en grenat, olivines et pyroxènes, alors que le manteau inférieur s'en est enrichi. L'anorthosite ne s'est pas formée en grandes quantités et n'a pas pu s'accumuler au point de former une croûte solide. À la place, la surface de l'océan de magma s'est solidifiée avant même la ségrégation des plagioclase vers la surface. Ce scénario est cependant approximatif et sa validité dépend fortement de la vitesse de refroidissement de la croûte et de la présence d'eau à la surface de la Terre. L'eau a en effet pu permettre une altération précoce des roches crustales, les rendant moins denses que l'océan de magma, avant ou pendant la ségrégation. Toujours est-il que la composition chimique de la première croûte est assez mal connue à l'heure actuelle, et que de nombreuses incertitudes ruinent notre connaissance de la formation de la croûte terrestre. Mais revenons à la croûte lunaire.
La croûte lunaire a évolué après sa formation, en raison de la formation des mers lunaires et d'intrusion magmatiques. Passons sur le second point, qui veut que du magma mantellique se soit infiltré dans la croûte et ait donné naissance à grand nombre de plutons et d'intrusions granitiques (oui, on trouve des granites sur la Lune). Ce mécanisme n'est pas bien différent de ce qu'on observe sur Terre, à la différence près que la gravité plus faible de la Lune doit faciliter ce mécanisme, et que sa faible chaleur interne ait limité la durée de ce mécanisme aux premiers milliards d'années de son existence. La formation des mers lunaires a eu une importance bien plus grande sur la croûte lunaire.
Les basaltes des mers ont une origine mantellique, et sont donc tirés de la fusion d'un résidu d'olivine et de pyroxènes. Les basaltes KREEP se sont formés vers la fin de la solidification de la Lune, quand l'océan de magma était presque totalement solidifié. Ils se sont formés entre la croûte de Feldspath et le manteau riche en Pyroxènes, par un mélange entre les magmas de la croûte et du manteau profond. Les KREEP sont ensuite remontés en surface suite à divers impacts de météorite, par excavation de la croûte qui a mis à nu les roches mantelliques de type KREEP. C'est pour cela qu'on les trouve surtout dans l'Oceanus Tempestus, le cratère d'Aitken du pôle sud et quelques autres cratères d'impact.
On peut noter que cela explique pourquoi les mers lunaires sont pauvres en Europium et Strontium, alors que les continents en sont enrichis. Europium et Strontium ont une affinité particulière pour les feldspaths plagioclase, qui sont naturellement enrichis en ces deux éléments chimiques. Lors de la séparation de la croûte du manteau, Europium et Strontium se sont retrouvés dans la croûte des continents, en même temps qu'ils quittaient le manteau pour la croûte. Le résultat est donc un manteau pauvre en Europium et Strontium et une croûte enrichie.
L'évolution géologique après la formation de la croûte[modifier | modifier le wikicode]
Une fois la croûte solidifiée, la chaleur a été la source du volcanisme lunaire. Cependant, la Lune était beaucoup plus petite que la Terre. En conséquence, elle contenait beaucoup moins d’éléments radioactifs : ce stock s'est rapidement épuisé, et la production de chaleur a rapidement diminuée. Le manteau de la Lune a donc refroidi assez rapidement. La tectonique des plaques n'a pas eu le temps de se mettre en place, et le manteau a rapidement solidifié dans sa partie supérieure. Depuis, la Lune est un astre géologiquement mort. Cela explique pourquoi le volcanisme de la Lune est assez ancien, alors que le volcanisme terrestre est toujours très actif.