Mare lunaire

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Principales maria lunaires et cratères.
Principales maria.

Les maria lunaires (au singulier mare), ou plus prosaïquement, les mers lunaires, sont de larges et sombres plaines basaltiques sur la Lune, formées par d'anciennes coulées volcaniques et causées par l'impact de très grosses météorites. Elles furent nommées maria, du mot latin signifiant « mers », par l'astronome Michael Florent van Langren qui les avaient confondues avec de vrais mers et océans.

En raison de leur composition basaltique riche en fer, elles sont moins réfléchissantes que les hauts plateaux, qui sont plus vieux et possèdent un sol (ou régolithe), créé par l'impact de micrométéorites pendant des centaines de millions d'années. Les maria couvrent 16 % de la surface lunaire, principalement sur la face visible depuis la Terre. Les quelques maria de la face cachée sont plus petites, et composées principalement de larges cratères dans lesquels s'écoulèrent de faibles quantités de basalte.

Les cryptomaria (pluriel de cryptomare) sont des maria lunaires dont les laves basaltiques ne sont plus visibles car enfouies sous des éjectas brillants plus récents.

Dénomination[modifier | modifier le code]

La majorité des noms aux mers fut établie par Giovanni Riccioli dans son Almagestum novum qui en 1651 posa les bases du système en vigueur aujourd'hui encore dans la nomenclature standardisée à partir de 1935 par l'Union astronomique internationale[1]. Riccioli nomma les mers en fonction du temps météorologique car il croyait que chaque phase lunaire (à laquelle correspondent des mers et leur plus ou moins grande visibilité) indiquait le temps qu'il faisait sur Terre. Galilée aurait détruit cette légende en faisant remarquer que l'absence de reflets de la lumière solaire sur ces surfaces indiquait plutôt une surface rocheuse et que la corrélation mer/temps était infondée, mais la terminologie a subsisté[2].

La nomenclature traditionnelle des noms lunaires possède également un « oceanus » (océan), ainsi que des lieux dénommés « lacus » (lac), « palus » (marais) et « sinus » (baie). Les trois derniers sont plus petits que les maria, mais possèdent la même nature et les mêmes caractéristiques[3].

Distribution[modifier | modifier le code]

La plupart des éruptions volcaniques qui formèrent les maria eurent lieu le long des fissures des bassins d'impact. La lave basaltique s'écoula en plusieurs périodes distinctes durant des millénaires, bien après que les bassins d'impact se furent initialement formés.

La distribution irrégulière des maria à la surface de la Lune (les mers occupent 31,2 % de la surface de la face visible de la lune, 2,6 % de la face cachée, probablement à cause d'une croûte plus mince[4] et d'un manteau plus chaud[5] de la face visible, favorisant les épanchements basaltiques) est probablement à l'origine du phénomène de rotation synchrone (qui fait que la Lune met le même temps à tourner sur elle-même qu'à orbiter autour de la Terre, ce qui a pour conséquence d'avoir toujours la même face de la Lune visible depuis la Terre). En effet, les maria étant plus denses que le reste de la surface lunaire, elles sont plus fortement attirées par la gravité terrestre. Après des millénaires, la rotation de la Lune s'est ralentie de façon à ce que la face la plus "lourde" soit constamment orientée vers la Terre[6].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en)Mare of the moon, International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN)
  2. (en) Ewen A. Whitaker, Mapping and Naming the Moon, Cambridge University Press,‎ 1999, p. 61
  3. Pierre-Olivier Pujat, « Les mers lunaires », Astrosurf Magazine, no 10,‎ juillet 2004, p. 42-43
  4. 90 km d'épaisseur moyenne pour la face visible, 40 km pour la face cachée
  5. Existence possible d'un point chaud
  6. Philippe Henarejos, « La Lune dans tous ses états », Ciel & Espace, no 12 (hors-série),‎ juillet-août 2009, p. 26

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Article connexe[modifier | modifier le code]