Cratère d'impact

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Représentation d'artiste d'un impact météoritique d'ampleur planétaire.

Un cratère d'impact est la dépression de forme plus ou moins circulaire issue de la collision d'un objet sur un autre de taille suffisamment grande pour qu'il ne soit pas complètement détruit par l'impact. L'expression est particulièrement utilisée en astronomie pour désigner la dépression résultant d'un impact cosmique, c'est-à-dire de la collision d'objets célestes (un astéroïde ou une comète) percutant la Terre, la Lune ou tout autre corps solide se mouvant dans l'espace et suffisamment gros pour que la puissance de l'impact ne cause pas sa destruction.

Plus particulièrement, on désigne sous le terme astroblème les structures d'impacts terrestres qui sont devenues plus ou moins facilement identifiables à cause de l'oeuvre des différents agents d'érosion. Le cratère n'est qu'un des éléments constitutifs de l'astroblème.

Historique[modifier | modifier le code]

Article de 1905 sur les cratères lunaires.

Les cratères lunaires ont reçu différentes interprétations au cours des siècles : récif corallien, anneaux de glace selon la doctrine de la glace éternelle d'Hans Hörbiger, cyclones[1], trous creusés par les sélénites selon Johannes Kepler, volcanisme selon l’Astronomie populaire de François Arago ou Camille Flammarion[2].

Le géologue et homme d'affaires américain Daniel Moreau Barringer se convainc de la preuve de l'existence sur Terre d'un cratère d'impact en 1902, en découvrant dans le Meteor Crater (Arizona) des petits morceaux de fer qu'il attribue à la chute d'une météorite ferreuse[3]. Mais son hypothèse est peu acceptée par la communauté scientifique qui, à l'instar du géologue Walter Hermann Bucher, privilégie l'hypothèse de l'explosion volcanique, jusqu'aux travaux d'Eugene M. Shoemaker qui met en évidence en 1960 au niveau de Meteor Crater des cristaux de coésite révélateurs d'un fort impactisme[4].

Munis d'une meilleure connaissance des quartz choqués (en), Carlyle Smith Beals et ses collègues de l'Observatoire fédéral de Victoria, ainsi que Wolf von Engelhardt de l'Université Eberhard Karl de Tübingen commencent à la fin des années 1960 une recherche systématique des cratères d'impact, ils en identifient plus de 50 en 1970. Bien que leurs recherches soient controversées, le Programme Apollo fournit des preuves à l'appui en révélant le fort taux de cratérisation de la Lune, suggérant ainsi que la Terre a reçu également le Grand bombardement tardif mais que l'érosion a fait disparaître la majorité de ses cratères d'impact[5].

Les cratères terrestres[modifier | modifier le code]

Sur Terre les cratères d'impact sont rarement faciles à identifier depuis 1998. Jusqu’aux années 1960, début de « l’ère spatiale », ils étaient, sauf rares exceptions, rapportés à des phénomènes volcaniques. Les progrès apportés par les études spatiales, le développement de l’imagerie géologique, satellitaire ou géophysique, ont permis aux géologues de rectifier peu à peu les anciennes confusions tout en multipliant les nouvelles découvertes.

Toutefois, des conditions propres à la Terre dégradent rapidement les cratères :

  • la Terre dispose d’une atmosphère très protectrice, ainsi la plupart des météorites de moins de 10 m de diamètre ne parviennent pas jusqu’au sol. Les météorites plus grosses (jusqu’à 20 m) explosent en vol et leurs fragments sont trop ralentis et n’ont plus assez d’énergie pour laisser de gros cratères ;
  • la Terre subit l’érosion par ruissellement d’eau, et par l’effet du vent ;
  • la vie, phénomène qui a pris sur Terre une ampleur unique dans le système solaire, accélère considérablement la vitesse de sédimentation dans l’eau, en surface elle génère l’accumulation des couches végétales, ce qui recouvre les cratères ;
  • la tectonique est encore active : une grande partie de la surface terrestre est donc constamment renouvelée en remplacement d’une autre qui disparaît ;
  • 70 % de la surface de la planète est recouverte d’eau qui atténue les effets de l’impact.

Les impacts qui ont laissé de grands cratères (de plus d’une centaine de kilomètres de diamètre) sont vraisemblablement impliqués dans l’évolution des espèces vivantes. Par exemple, l’impact qui a généré le cratère de Chicxulub a contribué à l’extinction massive entre le Crétacé et le Tertiaire, dont les dinosaures seraient les plus célèbres victimes.

On découvre aussi que divers gisements de richesses métalliques sont liés à de tels impacts comme les gisements d’or et de platine de Sudbury au Canada.

Le plus jeune cratère d'impact terrestre est celui de la météorite de Carancas qui voit le 15 septembre 2007 la formation d'un cratère en direct au Pérou. Jusqu'à une date très récente, le plus vieux était celui de Vredefort en Afrique du Sud : daté de 2,023 milliards d'années, c'était le plus grand cratère jamais enregistré sur Terre avec un diamètre d'approximativement 300 kilomètres[2]. En 2012, la découverte du cratère de Maniitsoq datant de 3 milliards d'année en fait le plus ancien avant celui de Vredefort[6].

Fréquence des impacts terrestres[modifier | modifier le code]

Le géologue Charles Frankel donne quelques estimations statistiques sur les fréquences d'impact[7] :

  • 100 à 200 millions d'années pour les astéroïdes de 10 kilomètres de diamètre, correspondant à la dimension de celui de Chicxulub.
  • 25 millions d'années pour un projectile de 5 kilomètres de diamètre dont la force d'impact pourrait détruire la civilisation humaine.
  • Un million d'années pour les bolides dont la taille approche le kilomètre.
  • 100 000 ans pour les objets mesurant 500 mètres.
  • tous les 5 000 pour les astéroïdes de 100 mètres de diamètre.

Les cratères lunaires[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Liste des cratères de la Lune.

La Lune qui ne possède ni eau (ou presque), ni atmosphère, ni vie, conserve les cicatrices laissées par tous les impacts qu’elle a reçus depuis que sa tectonique s’est figée. Cela donne une bonne indication sur la quantité d’objets célestes qui ont percuté la Terre.

Vocabulaire associé aux impacts[modifier | modifier le code]

L’étude des cratères générés par des impacts météoritiques nécessite l’utilisation d’un vocabulaire et de définitions propres à bien décrire leurs caractéristiques géométriques.

En 1998[8], puis en 2004[9], des scientifiques ont posé les définitions principales qui décrivent les divers paramètres et formes des cratères d'impact. Ils encouragent fortement les personnes étudiant les impacts à employer la même terminologie. En 2005, une partie de ces auteurs a réalisé un programme de calcul des effets d’un impact[10] apportant quelques retouches à ces définitions et en ajoutant de nouvelles. Ces définitions sont reproduites ici.

Terminologie officielle[modifier | modifier le code]

Les définitions (en gras) sont apportées dans le texte décrivant les différentes étapes de la formation du cratère. La traduction anglaise est mentionnée en italiques pour aider à la lecture des publications scientifiques souvent écrites dans cette langue.

Définitions des termes[modifier | modifier le code]

Cratère simple, en forme de bol, avec des bords surélevés. Cratère complexe plus large avec un pic central, des terrasses et des dépôts.

Lorsque la météorite arrive au sol, elle y pénètre rapidement en se vaporisant sous l’énorme énergie de l’impact. Le sol se comporte comme une matière élastique – à sa mesure – et s’enfonce profondément, tout en se vaporisant et en se fracturant. Au bout de quelques secondes, le trou parvient à sa dimension maximale, c'est le cratère transitoire (transient crater).

Ensuite, le sol reprend sa place, c'est le rebond (rebound). Il ne reste à la fin qu’un cratère final (final crater) dont la forme dépend du volume de sous-sol vaporisé et éjecté, de la compression résiduelle dans les roches, de la puissance du rebond, et des glissements de terrains et éboulements des parois et des retombées. Le cratère final mettra quelques semaines ou mois à se stabiliser avant que l’érosion ne l’entame.

C'est l'angle avec lequel la météorite percute le sol qui influe sur la circularité du cratère, et non la forme de la météorite. Plus l'angle est rasant, plus le cratère sera allongé, mais c'est en dessous d'un angle de 45° que l'allongement sera notable.

Aujourd’hui, la plupart des grands cratères ne sont visibles que sous leur forme érodée et l'on ne peut mesurer qu’un cratère apparent (apparent crater) dont la forme est plus ou moins visible selon le degré de l’érosion, des recharges en sédiments ou des mouvements du sous-sol.

Lors du rebond, et quand la taille du cratère est suffisante, le centre se soulève plus que les alentours, un peu comme une goutte d'eau. Il se forme un soulèvement central (central uplift) plus ou moins important qui peut remonter plus haut que le fond du cratère. Il se forme alors un pic central (central peak) plus ou moins prononcé.

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Les cratères présentant un pic central sont appelés des cratères complexes (complex crater) en opposition aux cratères simples (simple crater) qui n'en possèdent pas. En pratique, sur Terre, les cratères dont le diamètre final fait moins de 3,2 kilomètres sont simples, au delà, ils sont complexes (ce qui correspond à un diamètre transitoire d’environ 2,6 kilomètres).

La transition entre cratère simple et cratère complexe ne se fait pas brutalement. Entre le cratère simple dont la cavité est en forme de bol et le cratère complexe avec pic central, on trouve le cratère de transition (transition crater) dont la forme ressemble à un bol à fond plat.

Dans les très gros impacts, le pic central peut s’élever au-delà de sa hauteur de stabilité et retomber à nouveau, créant de fait un cratère à anneaux multiples (multi-ring crater) qui est une forme de cratère complexe. Le pic central est remplacé par une structure annulaire centrale plus ou moins prononcée, l'anneau central (peak ring).

Lorsque la météorite est suffisamment grosse pour percer la croûte et provoquer des épanchements magmatiques, on parle de bassin (basin) et non plus de cratère.

Autres termes[modifier | modifier le code]

L'ensemble des traînées disposées de manière radiale autour du cratère est appelé structure rayonnée. Comme cette structure s'étend au delà du cratère, elle n'en fait pas partie mais elle est un des éléments constitutifs de l'astroblème. Son existence est éphémère sur Terre à cause de l'érosion qui en efface rapidement les traces. C'est sur la Lune et dans une moindre mesure sur Mars (toujours à cause de l'érosion) que ces structures sont les plus visibles.

Dimensions associées aux cratères d'impact[modifier | modifier le code]

Afin d'éviter toute confusion dans la terminologie, un groupe d'experts s'est réuni en 2004[11] et a publié une définition officielle des dimensions principales associées aux cratères d'impact.

Les diamètres[modifier | modifier le code]

Dtc = diamètre du cratère transitoire

  • Le cratère transitoire a une forme intermédiaire entre un hémisphère et un paraboloïde de révolution. Le diamètre est mesuré théoriquement entre l’intersection des bords du trou avec la surface du sol avant l’impact. On fait donc abstraction du soulèvement du terrain autour du cratère.

Dsc = diamètre de transition simple-complexe

  • Si le diamètre final Dfr est inférieur à Dsc alors le cratère est simple, sinon il est complexe. La valeur de Dsc varie d'une planète à l'autre et varie aussi en fonction de la nature du terrain cible[12].

Dtr = diamètre du cratère transitoire crête à crête.

  • Ici le diamètre est mesuré sur la crête des lèvres du bord du cratère. Ce n’est pas le diamètre de référence pour mesurer le cratère transitoire (on utilise plutôt Dtc). Cette grandeur est rarement utilisée.

Dfr = diamètre final crête à crête

  • Pour un cratère simple, il s’agit du diamètre pris en haut des talus du bord du cratère (après que le cratère se soit stabilisé, mais avant l’action de l’érosion)
  • Pour un cratère complexe, il s’agit du diamètre pris entre les bords (rim) les plus éloignés du centre.

Da = diamètre apparent

  • Diamètre du cratère mesuré dans le plan du sol avant l'impact. Il est complexe à mesurer, et souvent très imprécis dans le cas des cratères érodés. On tient compte pour le déterminer de l’extension des effets de l’impact visibles sur le terrain (brèches, cataclases), le sous-sol (failles, cristaux choqués, pseudotachylites, pendage des couches…), ou d’autres méthodes d’investigation (micro-gravimétrie, micro-magnétographie…), et enfin de l'érosion du terrain.

Dcp = diamètre du pic central

  • Il est mesuré à l’endroit où le pic déborde de la surface du fond du cratère. Cette grandeur est très aléatoire car il est difficile de savoir avec précision à quel moment se passe cette transition, surtout dans les cratères érodés.

Dcu = diamètre du soulèvement central

  • Il est mesuré au niveau où les effets du soulèvement cessent d’être notables. Là aussi, cette dimension est très difficile à mesurer en raison de la grande profondeur de ce niveau (plusieurs kilomètres). C’est toutefois la seule mesure possible lorsque l’érosion a complètement effacé le pic central et ce soulèvement est parfois la seule trace encore visible d’un impact.

Les profondeurs, hauteurs et épaisseurs[modifier | modifier le code]

Il n'y a pas encore de terminologie bien établie pour décrire ces grandeurs sans équivoque. Il faut donc pour l'instant se contenter des schémas ci-dessus qui illustrent les grandeurs utilisées dans cet article.

Quelques formules pour les impacts terrestres[modifier | modifier le code]

L'un des critères de base pour déterminer la forme d'un cratère est son diamètre transitoire.

Une fois que l'on connaît les paramètres de l'impacteur et de la cible, diverses théories permettent de calculer le cratère transitoire généré par l'impact. Il serait ambitieux d'en dresser une liste exhaustive. Ces formules sont issues des recommandations du Earth Impact Effects Program[10].

Données et unités[modifier | modifier le code]

Dans ces formules, les termes sont définis de la façon suivante :

  • D_{sc}\, : diamètre transitoire de transition entre les cratères simples et complexes, sur Terre égal à[12] :
    • 3 200 m lorsqu'on ne connaît pas la nature du terrain cible ;
    • 2 250 m dans un terrain sédimentaire ;
    • 4 750 m dans un terrain cristallin ;
  • \rho_i\, : masse volumique de l'astéroïde, en kg/m3 (et m_i sa masse en kg)
  • \rho_c\, : masse volumique de la cible, en kg/m3
  • \phi_i\, : diamètre de la météorite, en m
  • v_i\, : vitesse de la météorite à l'impact, en m/s
  • g\, : accélération de la pesanteur de la cible (égal à 9,81 m.s-2 sur Terre)
  • \theta\, : angle de l'impact, par rapport à l'horizontale. Pour impact vertical, \theta = 90°

Tous les diamètres, profondeurs, épaisseurs et hauteurs sont exprimés en m.

La nature du cratère ne passe pas directement d'un cratère simple à un cratère complexe à pic central. La transition se fait progressivement. De même, lorsque le diamètre final est supérieur à[12] :

  • 10 200 m dans un terrain sédimentaire ;
  • 12 000 m dans un terrain cristallin ;

alors le cratère prend une morphologie à anneau central.

Taille du cratère transitoire[modifier | modifier le code]

Diamètre du cratère transitoire[modifier | modifier le code]

D_{tc}=1,161 \cdot (\frac{\rho_i}{\rho_c})^{\frac{1}{3}} \cdot \phi_i^{0,78} \cdot v_i^{0,44} \cdot g^{-0,22} \cdot sin^{1 \over 3}(\theta)

Profondeur du cratère transitoire[modifier | modifier le code]

d_{tc}=0,356 \cdot D_{tc}

Diamètre final du cratère[modifier | modifier le code]

Si D_{fr} < D_{sc} \,, le cratère est un cratère simple :
D_{fr}=1,25  \cdot D_{tc}, d'après Marcus, Melosh et Collins (2004)

Sinon, le cratère est complexe et :
D_{fr}=1,17 \cdot D_{tc}^{1,13} \cdot D_{sc}^{-0,13}, d'après McKinnon et Schenk (1985)

Hauteur des bords du cratère[modifier | modifier le code]

h_{fr}=0,07 \cdot \frac{D_{tc}^4}{D_{fr}^3}

Valable pour les cratères simples et complexes.

Épaisseur des brèches[modifier | modifier le code]

Pour un cratère simple :
t_{br}=0,0896 \cdot D_{fr}^3 (\frac{d_{tc} + h_{fr}}{d_{tc} \cdot D_{fr}^2})

Pour un cratère complexe :
t_{m}=4 \cdot \frac{V_m}{\pi \cdot D_{tc}^{2}}, avec

  • V_m = 8,9*10^{-12} \cdot E \cdot sin(\theta), le volume des brèches (en m^3),
  • E = \frac{1}{2} m_{i} \cdot v_{i}^{2}, l'énergie de l'impact (en J)

Profondeur finale du cratère lunaire[modifier | modifier le code]

Il s'agit de la distance entre le haut des bords du cratère (ligne de crête) et le haut de la lentille de brèches qui recouvre le fond du cratère.

Pour un cratère simple :

d_{fr}=d_{tc}+h_{fr}-t_{br} \,

Pour un cratère complexe :
d_{fr}=50,36 \cdot D_{fr}^{0,3} \,

On ne peut pas déduire l'épaisseur de la couche de roches fondues t_m\, à partir de la formule précédente pour les cratères complexes

Quelques ordres de grandeur sur les impacteurs[modifier | modifier le code]

Deux types d'objets célestes peuvent entrer en collision avec notre planète, les astéroïdes et les comètes[2] :

  • les astéroïdes sont composés de roches et de métaux et leur masse volumique varie entre 2000 et 8000 kg.m^{-3}. Leur vitesse à l'entrée dans l'atmosphère est comprise entre 11 et 21 km.s^{-1}.
  • les comètes sont essentiellement composées de glace. Leur densité est comprise entre 500 et 1500 kg.m^{-3} et leur vitesse entre 30 et 72 km.s^{-1}.

D'autres objets - non observés à ce jour - peuvent potentiellement percuter la Terre. Il s'agit d'objets interstellaires. Leur vitesse est supérieure à 72 km.s^{-1} (sinon ils orbiteraient autour du Soleil). De par leur origine, leur nature et densité sont inconnues.

Références[modifier | modifier le code]

  1. Bernard Nomblot, « Promenades sur la Lune : la croissante gibbeuse », émission sur Ciel et Espace Radio, 30 mai 2012
  2. a, b et c Sylvain Bouley, planétologue à l'Université d'Orsay, « Planètes sous le feu des astéroïdes, cratères du Système solaire », cycle de conférences Le ciel va-t-il nous tomber sur la tête ?, Universcience, 3 novembre 2012
  3. François Rothen, Et pourtant, elle tourne !, PPUR presses polytechniques,‎ 2004 (lire en ligne), p. 101
  4. (en) Richard John Huggett, The Natural History of Earth : Debating Long-term Change in the Geosphere, Biosphere, And Ecosphere, Taylor & Francis,‎ 2006 (lire en ligne), p. 35-36
  5. (en) R.A.F. Grieve, « Impact Cratering on the Earth », Scientific American, no 262,‎ avril 1990, p. 66
  6. http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/geologie-1/d/record-un-cratere-dimpact-vieux-de-3-milliards-dannees-au-groenland_39734/
  7. Charles Frankel, Dernières nouvelles des planètes, Éditions du Seuil 2009, p.74-75
  8. French B. M. (1998) Traces of Catastrophe: A Handbook of Shock-Metamorphic Effects in Terrestrial Meteorite Impact Structures., LPI Contribution No. 954, Lunar and Planetary Institute, Houston. 120 pp.
  9. E. P. Turtle, E. Pierazzo, G. S. Collins, G. R. Osinski, H. J. Melosh, J. V. Morgan, W. U. Reimold, and J. G. Spray: Impact structures : what does crater diameter mean?, Lunar & Planetary Science XXXV-1772 (2004)
  10. a et b G. S. Collins, H. J. Melosh, R. A. Marcus: Earth Impact Effects Program: A Web-based computer program for calculating the regional environmental consequences of a meteoroid impact on Earth, Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 817–840 (2005)
  11. Turtle, E. P.; Pierazzo, E.; Collins, G. S.; Osinski, G. R.; Melosh, H. J.; Morgan, J. V.; Reimold, W. U.; Spray, J. G. Impact Structures: What Does Crater Diameter Mean?, Lunar and Planetary Science XXXV (2004)
  12. a, b et c Pike, R. J., Control of crater morphology by gravity and target type - Mars, earth, moon, Lunar and Planetary Science Conference, 11th, Houston, TX, March 17-21, 1980, Proceedings. Volume 3. (A82-22351 09-91) New York, Pergamon Press, 1980, p. 2159-2189. NASA-supported research.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]