Représentation d'artiste d'un impact météoritique d'ampleur planétaire.
Uncratère d'impact est une 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. Quand la dépression est beaucoup moins profonde que large, on parle d'unbassin d'impact.
L'expression est particulièrement utilisée enastronomie pour désigner la dépression résultant d'unimpact cosmique, c'est-à-dire de la collision d'objets célestes (unastéroïde ou unecomète) percutant laTerre, laLune 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 appelleastroblèmes les structures d'impact terrestres qui sont devenues plus ou moins facilement identifiables à cause de l'œuvre des différents agents d'érosion. Le cratère n'est qu'un des éléments constitutifs de l'astroblème.
En 1645,Langrenus publie une carte détaillant latopographie lunaire. Il est le premier à introduire pour la dénomination des taches de laLune (lesmers) et des cratères une nomenclature qui donne à ces éléments topographiques les noms de personnages célèbres, en l'occurrence des savants et des philosophes de l'Antiquité, duMoyen Âge et de son époque. Dans son ouvrageAlmagestum novum(en) publié en 1651, lejésuiteitalienGiovanni Battista Riccioli développe de façon systématique la pratique introduite par Langrenus. Riccioli répartit les noms d'anciens dans l'hémisphère Nord, et de modernes dans l'hémisphère Sud (avec quelques exceptions), privilégiant les noms de ses confrères jésuites[3].
Legéologue ethomme d'affairesaméricainDaniel Moreau Barringer se convainc de la preuve de l'existence sur Terre d'un cratère d'impact en 1902, en découvrant dans leMeteor Crater (Arizona) des petits morceaux de fer qu'il attribue à la chute d'unemétéorite de fer[4]. Mais son hypothèse est peu acceptée par la communauté scientifique qui, à l'instar du géologueWalter 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 decoésite révélateurs d'un fort impactisme[5].
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[7], puis en 2004[8], 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[9] apportant quelques retouches à ces définitions et en ajoutant de nouvelles. Ces définitions sont reproduites ici.
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.
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 lecratère transitoire (transient crater).
Ensuite, le sol reprend sa place, c'est lerebond (rebound). Il ne reste à la fin qu’uncratère 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, des glissements de terrain, des 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’uncratère 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 unsoulèvement central (central uplift) plus ou moins important qui peut remonter plus haut que le fond du cratère. Il se forme alors unpic central (central peak) plus ou moins prononcé.
La plupart des cratères d'impact sont quasi circulaires ; même quand l'impacteur a unangle d'incidence important, le cratère résulte essentiellement des effets de l'énergie cinétique dissipée par l'impact, à l'instar de ceux créés par uneexplosion souterraine. Il existe cependant des cratères fortementelliptiques, créés par des impacteurs rasants de vitesse modérée, notamment sur laLune et surtout surTéthys etDioné, deuxsatellites de Saturne[10].
Cratère simple, en forme de bol, avec des bords surélevés. Cratère complexe plus large avec un pic central, des terrasses et des dépôts.
Les cratères présentant un pic central sont appelés descratères complexes (complex crater) en opposition auxcratères simples (simple crater) qui n'en possèdent pas. En pratique, surTerre, 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 lecratère 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 uncratère 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 épanchementsmagmatiques, on parle debassin (basin) et non plus de cratère.
On désigne sous le nom d'éjectas (ejecta) les fragments de roches expulsés du lieu de l'impact, et plus souvent les structures qu'elles constituent autour du cratère. Formées généralement de traînées radiales, ces structures sont aussi qualifiées destructure rayonnée (ray system). S'étendant au-delà du cratère, elles n'en font pas partie mais elles sont un élément constitutif de l'astroblème. Leur 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.
Afin d'éviter toute confusion dans la terminologie, un groupe d'experts s'est réuni en 2004[11] et a publié une définitionofficielle des dimensions principales associées aux cratères d'impact.
Le cratère transitoire a une forme intermédiaire entre unhémisphère et unparaboloïde 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 s'est 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.
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.
de la structure dusous-sol et despropriétés mécaniques descouches qui le composent. Souvent le sous-sol peut être assimilé à la superposition d'une couche dure (fragile) d'une certaine épaisseur et d'une couche plus molle (ductile) d'épaisseur infinie (dans la mesure où les effets de l'impact ne se font pas sentir plus profondément que la seconde couche).
Le diamètre et la profondeur de la dépression augmentent avec, son rapport profondeur/diamètre diminue, et sa forme évolue globalement[a] de la façon suivante[13] :
cratère en forme de bol quasi hémisphérique pour les impacts les moins violents ;
cratère moins profond que large, avec un pic central ;
cratère au fond presque plat, avec un anneau central surélevé et des parois en terrasses.
L'impact génère uneonde de choc qui se propage dans le sous-sol (ainsi que dans l'impacteur). Avec des vitesses d'impact de l'ordre de plusieurs dizaines dekm/s, la pression à l'arrière dufront d'onde atteint des millions d'atmosphères, et la température des milliers dedegrés. Sous cescontraintes élevées, les matériaux du sous-sol et de l'impacteur sont fluidisés[14],[15] (ils s'écoulent comme un liquide). L'onde de compression est suivie d'une onde de raréfaction (c'est-à-dire de décompression) qui crée la dépression en expulsant les matériaux vers l'extérieur. L'écoulement des matériaux fluidisés étant dévié par les parois de la dépression en formation, ils sont en grande partieéjectés sous la forme d'une lameconique, avec une petite fraction d'entre eux plaquée sur les parois. Les ondes de choc et de raréfaction se dispersant au fur et à mesure qu'elles s'éloignent du point de choc, les écoulements finissent par cesser quand les contraintes repassent en dessous de la résistance mécanique des roches. Le phénomène s'arrête là pour les impacts les moins violents (cratères hémisphériques). Pour les autres, les parois de la cavité transitoire s'effondrent vers l'intérieur et viennent constituer un pic central ou un anneau, voire des structures plus complexes[13].
SurTerre, les cratères d'impact sont souvent difficiles à identifier. Jusqu’auxannées 1960, début de « l’ère spatiale », ils étaient, sauf rares exceptions, rapportés à des phénomènesvolcaniques. Les progrès apportés par les études spatiales, le développement de l’imagerie géologique, satellitaire ougéophysique, 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 :
70 % de la surface de la planète sont recouverts d’eau, qui atténue les effets de l’impact ;
la Terre subit l’érosion (par gel/dégel, ruissellement d’eau et action du vent) ou la sédimentation (y compris sous l'eau) ;
la vie, phénomène qui a pris sur Terre une ampleur unique dans le système solaire, accélère considérablement la vitesse desédimentation dans l’eau, en surface elle génère l’accumulation de couches végétales qui recouvrent les cratères ;
latectonique est encore active : une grande partie de la surface terrestre est constamment renouvelée en remplacement d’une autre qui disparaît.
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 lecratère de Chicxulub a contribué à l’extinction massive entre leCrétacé et leTertiaire, dont lesdinosaures non aviens 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 deplatine deSudbury auCanada.
Le plus jeune cratère d'impact terrestre est celui de lamétéorite de Carancas qui voit le la formation d'un cratère en direct auPérou. Jusqu'à une date très récente, le plus vieux connu était celuide Vredefort enAfrique 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 deManiitsoq datant de 3 milliards d'années en fait le plus ancien avant celui de Vredefort[16].
Deux types d'objets célestes peuvent entrer en collision avec notre planète[2] :
lesastéroïdes, composés de roches et de métaux et dont lamasse volumique varie entre 2 000 et 8 000 kg/m3. Leur vitesse à l'entrée dans l'atmosphère est comprise entre11 et21km/s ;
lescomètes, essentiellement composées de glace et dont la masse volumique varie entre 500 et 1 500 kg/m3. Leur vitesse est comprise entre30 et72km/s.
Le géologueCharles Frankel donne quelques estimations statistiques sur la fréquence d'impact, exprimée en termes de temps moyen entre deux impacts[17] :
100 à 200 millions d'années pour les astéroïdes d'au moins 10 kilomètres de diamètre, correspondant à la dimension de celui deChicxulub ;
25 millions d'années pour un projectile d'au moins 5 kilomètres de diamètre dont la force d'impact pourrait détruire la civilisation humaine ;
1 million d'années pour les bolides dont la taille dépasse le kilomètre ;
100 000 ans pour les objets d'au moins 500 mètres de diamètre ;
5 000 ans pour les astéroïdes d'au moins 100 mètres de diamètre.
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 duEarth Impact Effects Program[9].
: accélération de la pesanteur de la cible (égal à 9,81 m s−2 sur Terre) ;
: angle de l'impact, par rapport à l'horizontale. Pour impact vertical, = 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] :
On trouve des cratères d'impact sur tous les objets duSystème solaire possédant une surface solide. La plupart despetits corps et de nombreuxsatellites sont même saturés en cratères (aucun endroit de la surface n'a échappé à la cratérisation), signe qu'ils n'ont pas eu d'activité géologique ou qu'elle s'est terminée tôt dans l'histoire du Système solaire.A contrario, les cratères d'impact ne couvrent qu'une faible proportion de la surface de la Terre, deVénus et deIo, en raison d'une activité géologique intense et qui se poursuit encore aujourd'hui. D'autres corps, dont laLune,Mars etGanymède, présentent une situation intermédiaire, avec des zones riches en cratères (voire saturées) et d'autres plus pauvres, en raison d'une activité géologique qui s'est poursuivie sur des durées variables selon les régions.
LaLune qui possède peu d'eau, uneatmosphère négligeable et aucune forme de 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.
La profondeur finale d'un cratère lunaire est 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 :
Pour un cratère complexe :
Attention ! On ne peut pas déduire l'épaisseur de la couche de roches fondues à partir de la formule précédente pour les cratères complexes.
↑Les détails qualitatifs et quantitatifs de l'évolution en fonction de varient en fonction des autres paramètres (quantité de mouvement, épaisseur et résistance mécanique de la couche dure, etc.).
↑Bernard Nomblot, « Promenades sur la Lune : la croissante gibbeuse », émission surCiel et Espace Radio, 30 mai 2012
↑ab etcSylvain Bouley, planétologue à l'Université d'Orsay, « Planètes sous le feu des astéroïdes, cratères du Système solaire », cycle de conférencesLe ciel va-t-il nous tomber sur la tête ?, Universcience, 3 novembre 2012.
↑Louis Le Roc'h Morgère,De la terre à la lune : une histoire de cartes, archives départementales du Calvados,,p. 47.
↑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).
↑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).
