« Dénombrement des cratères d'impact » : différence entre les versions

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Le dénombrement des cratères d'impact est une méthode de datation absolue de la surface ou d'une portion de surface d'un corps céleste (planète, planète naine, satellite, astéroïde ou comète^[a]). L'âge obtenu est appelé âge de cratérisation.

Cette méthode est basée sur l'idée qu'une surface nouvellement formée est dépourvue de cratères d'impact, et que ceux-ci s'accumulent ensuite au fil du temps. Pour l'appliquer il faut procéder à un comptage exhaustif (sur toute la surface ou sur une portion représentative) des cratères de diamètre supérieur à un certain seuil (qui dépend de la résolution des photographies ou des images radar disponibles). Il faut aussi être capable d'estimer le taux de cratérisation. Ce dernier a été calibré dans le cas de la Lune grâce aux échantillons ramenés sur Terre par les sondes Luna et les missions Apollo, il a ensuite été extrapolé aux autres corps du Système solaire en tenant compte de leur taille et de leur éloignement du Soleil.

Âges de cratérisation des surfaces lunaires

Cette section est en cours de réécriture ou de restructuration importante. Les informations peuvent être modifiées à tout moment par le ou les utilisateurs ayant apposé ce bandeau. (12 janvier 2023)
Bandeau apposé par Ariel Provost (lui écrire).

La détermination du flux des impacts lunaires est essentielle pour contraindre la dynamique et l'accrétion de tous les corps du Système solaire^[1]^,^[2]^,^[3]. L'enregistrement des cratères d'impact sur la Lune, très complet, a longtemps conduit à estimer que le flux d'impact lunaire a subi un déclin exponentiel d'environ 4 à 3 Ga^[4] (avec peut-être un pic entre 4,2 et 3,9 Ga^[1]^,^[3]) suivi d'un déclin essentiellement linéaire après 3,2 Ga^[4]^,^[5].

L'étalonnage des courbes de flux souffrait cependant d'un manque d'unités géologiques dûment datées à plus de 3,92 Ga ou entre 0,8 et 3,1 Ga^[6]. De plus, le flux d'impact directement déduit des densités de cratères est biaisé en raison de la dégradation topographique (Xie et al., 2017), des différences de propriétés mécaniques des cibles (Xie et al., 2019) et de l'effacement préférentiel des petits cratères par la formation des plus grands (Kneissl et al., 2016 ; Orgel et al., 2018). Par conséquent, l'évolution du flux d'impact lunaire restait incertaine.

Âges de cratérisation des surfaces martiennes

La précision des âges obtenus pour les surfaces relativement jeunes de Mars est sujette à controverse en raison de l'abondance des cratères secondaires (cratères d'impact créés par les débris d'un impact principal). Dans le cas, du cratère Zunil, par exemple, on a mis en évidence une centaine de cratères secondaires, dont certains à plus de 1 000 km de l'impact primaire^[7]^,^[8].

Notes et références

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Crater counting » (voir la liste des auteurs).

Notes

↑ La méthode n'est applicable qu'aux surfaces solides, et ne concerne pas les objets extrasolaires faute de documents photographiques.

Références

↑ ^{a et b} (en) William F. Bottke, David Vokrouhlický, David Minton, David Nesvorný, Alessandro Morbidelli et al., « An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt », Nature, vol. 485,‎ 25 avril 2012, p. 78-81 (DOI 10.1038/nature10967).
↑ (en) William F. Bottke et Marc D. Norman, « The Late Heavy Bombardment », Annual Review of Earth and Planetary Sciences, vol. 45,‎ 19 juillet 2017, p. 619-647 (DOI 10.1146/annurev-earth-063016-020131, lire en ligne [PDF], consulté le 12 janvier 2023).
↑ ^{a et b} (en) A. Morbidelli, D. Nesvorny, V. Laurenz, S. Marchi, D. C. Rubie et al., « The timeline of the lunar bombardment: Revisited », Icarus, vol. 305,‎ 1^er mai 2018, p. 262-276 (DOI 10.1016/j.icarus.2017.12.046 ).
↑ ^{a et b} (en) G. Neukum, B. A. Ivanov et W. K. Hartmann , « Cratering Records in the Inner Solar System in Relation to the Lunar Reference System », Space Science Reviews, vol. 96,‎ avril 2001, p. 55-86 (DOI 10.1023/A:1011989004263).
↑ (en) Mathieu Le Feuvre et Mark A. Wieczorek, « Nonuniform cratering of the Moon and a revised crater chronology of the inner Solar System », Icarus, vol. 214, n^o 1,‎ juillet 2011, p. 1-20 (DOI 10.1016/j.icarus.2011.03.010 ).
↑ (en) Dieter Stöffler et G. Ryder, « Stratigraphy and Isotope Ages of Lunar Geologic Units: Chronological Standard for the Inner Solar System », Chronology and Evolution of Mars (Space Sciences Series of ISSI), vol. 12,‎ 2001, p. 9-54 (DOI 10.1007/978-94-017-1035-0_2 ).
↑ (en) D. Chandler, « Crater count led Mars historians astray », sur New Scientist, 28 mars 2005 (consulté le 7 juin 2008).
↑ (en) R. Kerr, « Who can Read the Martian Clock? », Science, vol. 312, n^o 5777,‎ 2006, p. 1132-1133 (PMID 16728612, DOI 10.1126/science.312.5777.1132).

Voir aussi

Bibliographie

(en) A. McEwen et E. Bierhaus, « The importance of secondary cratering to age constraints on planetary surfaces », Annual Review of Earth and Planetary Sciences, vol. 34,‎ 2006, p. 535-567 (DOI 10.1146/annurev.earth.34.031405.125018, Bibcode 2006AREPS..34..535M)

Articles connexes

Cratère d'impact

[1] La méthode n'est applicable qu'aux surfaces solides, et ne concerne pas les objets extrasolaires faute de documents photographiques.

[Bottke2012-2] {a et b} (en) William F. Bottke, David Vokrouhlický, David Minton, David Nesvorný, Alessandro Morbidelli et al., « An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt », Nature, vol. 485,‎ 25 avril 2012, p. 78-81 (DOI 10.1038/nature10967).

[Bottke2017-3] (en) William F. Bottke et Marc D. Norman, « The Late Heavy Bombardment », Annual Review of Earth and Planetary Sciences, vol. 45,‎ 19 juillet 2017, p. 619-647 (DOI 10.1146/annurev-earth-063016-020131, lire en ligne [PDF], consulté le 12 janvier 2023).

[Morbidelli2018-4] {a et b} (en) A. Morbidelli, D. Nesvorny, V. Laurenz, S. Marchi, D. C. Rubie et al., « The timeline of the lunar bombardment: Revisited », Icarus, vol. 305,‎ 1^er mai 2018, p. 262-276 (DOI 10.1016/j.icarus.2017.12.046 ).

[Neukum2001-5] {a et b} (en) G. Neukum, B. A. Ivanov et W. K. Hartmann , « Cratering Records in the Inner Solar System in Relation to the Lunar Reference System », Space Science Reviews, vol. 96,‎ avril 2001, p. 55-86 (DOI 10.1023/A:1011989004263).

[6] (en) Mathieu Le Feuvre et Mark A. Wieczorek, « Nonuniform cratering of the Moon and a revised crater chronology of the inner Solar System », Icarus, vol. 214, n^o 1,‎ juillet 2011, p. 1-20 (DOI 10.1016/j.icarus.2011.03.010 ).

[7] (en) Dieter Stöffler et G. Ryder, « Stratigraphy and Isotope Ages of Lunar Geologic Units: Chronological Standard for the Inner Solar System », Chronology and Evolution of Mars (Space Sciences Series of ISSI), vol. 12,‎ 2001, p. 9-54 (DOI 10.1007/978-94-017-1035-0_2 ).

[8] (en) D. Chandler, « Crater count led Mars historians astray », sur New Scientist, 28 mars 2005 (consulté le 7 juin 2008).

[9] (en) R. Kerr, « Who can Read the Martian Clock? », Science, vol. 312, n^o 5777,‎ 2006, p. 1132-1133 (PMID 16728612, DOI 10.1126/science.312.5777.1132).

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 Cette méthode est basée sur l'idée qu'une surface nouvellement formée est dépourvue de [[Cratère d'impact|cratères d'impact]], et que ceux-ci s'accumulent ensuite au fil du temps. Pour l'appliquer il faut procéder à un comptage exhaustif (sur toute la surface ou sur une portion représentative) des cratères de diamètre supérieur à un certain seuil (qui dépend de la [[Résolution spatiale des images matricielles|résolution]] des photographies ou des [[radar imageur|images radar]] disponibles). Il faut aussi être capable d'estimer le taux de cratérisation. Ce dernier a été calibré dans le cas de la Lune grâce aux échantillons ramenés sur Terre par les [[sonde spatiale|sondes]] [[Programme Luna#Les missions de retour d'échantillon (1969-1976)|Luna]] et les [[programme Apollo|missions Apollo]], il a ensuite été extrapolé aux autres corps du [[Système solaire]] en tenant compte de leur taille et de leur éloignement du [[Soleil]].
+== Âges de cratérisation des surfaces lunaires ==
+{{section en travaux|Ariel Provost|date=12 janvier 2023}}
+La détermination du flux des impacts lunaires est essentielle pour contraindre la dynamique et l'accrétion de tous les corps du Système solaire<ref name=Bottke2012>{{Article| langue=en| titre=An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt| auteur1=William F. Bottke| auteur2=David Vokrouhlický| auteur3=David Minton| auteur4=David Nesvorný| auteur5=Alessandro Morbidelli| et al.=oui| périodique=[[Nature (revue)|Nature]]| volume=485| date=25 April 2012| pages=78-81| doi=10.1038/nature10967| consulté le=12 janvier 2023}}.</ref>{{,}}<ref name=Bottke2017>{{Article| langue=en| titre=The Late Heavy Bombardment| auteur1=William F. Bottke| auteur2=Marc D. Norman| périodique={{lien|Annual Review of Earth and Planetary Sciences}}| volume=45| date=19 juillet 2017| pages=619-647| doi=10.1146/annurev-earth-063016-020131| lire en ligne=https://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Norman_2017_AnnuRev-Earth-Planet_45_619_Late_Heavy_Bombardment.pdf| format=pdf| accès url=libre| consulté le=12 janvier 2023}}.</ref>{{,}}<ref name=Morbidelli2018>{{Article| langue=en| titre=The timeline of the lunar bombardment: Revisited| auteur1=A. Morbidelli| auteur2=D. Nesvorny| auteur3=V. Laurenz| auteur4=S. Marchi| auteur5=D. C. Rubie| et al.=oui| périodique=[[Icarus (journal)|Icarus]]| volume=305| date=1 mai 2018| pages=262-276| doi=10.1016/j.icarus.2017.12.046| accès doi=libre| consulté le=12 janvier 2023}}.</ref>. L'enregistrement des cratères d'impact sur la Lune, très complet, a longtemps conduit à estimer que le flux d'impact lunaire a subi un [[décroissance exponentielle|déclin exponentiel]] d'environ {{unité|4 à 3 Ga}}<ref name=Neukum2001>{{Article| langue=en| titre=Cratering Records in the Inner Solar System in Relation to the Lunar Reference System| auteur1=G. Neukum| auteur2=B. A. Ivanov| auteur3=W. K. Hartmann | périodique=[[Space Science Reviews]]| volume=96| date=avril 2001| pages=55-86| doi=10.1023/A:1011989004263| consulté le=12 janvier 2023}}.</ref> (avec peut-être un pic entre {{unité|4,2 et 3,9 Ga}}<ref name=Bottke2012/>{{,}}<ref name=Morbidelli2018/>) suivi d'un déclin essentiellement linéaire après {{unité|3,2 Ga}}<ref name=Neukum2001/>{{,}}<ref>{{Article| langue=en| titre=Nonuniform cratering of the Moon and a revised crater chronology of the inner Solar System| auteur1=Mathieu Le Feuvre| auteur2=Mark A. Wieczorek| périodique=[[Icarus (journal)|Icarus]]| volume=214| numéro=1| date=juillet 2011| pages=1-20| doi=10.1016/j.icarus.2011.03.010| accès doi=libre| consulté le=12 janvier 2023}}.</ref>.
+L'étalonnage des courbes de flux souffrait cependant d'un manque d'unités géologiques dûment datées à plus de {{unité|3,92 Ga}} ou entre {{unité|0,8 et 3,1 Ga}}<ref>{{Article| langue=en| titre=Stratigraphy and Isotope Ages of Lunar Geologic Units: Chronological Standard for the Inner Solar System| auteur1=Dieter Stöffler| auteur2=G. Ryder| périodique=Chronology and Evolution of Mars (Space Sciences Series of ISSI)| volume=12| date=2001| pages=9-54| doi=10.1007/978-94-017-1035-0_2| accès doi=libre| consulté le=12 janvier 2023}}.</ref>. De plus, le flux d'impact directement déduit des densités de cratères est biaisé en raison de la dégradation topographique (Xie et al., 2017), des différences de propriétés mécaniques des cibles (Xie et al., 2019) et de l'effacement préférentiel des petits cratères par la formation des plus grands (Kneissl et al., 2016 ; Orgel et al., 2018). Par conséquent, l'évolution du flux d'impact lunaire restait incertaine.
 == Âges de cratérisation des surfaces martiennes ==