ROCHES LUNAIRES

ROCHES LUNAIRES

Le dernier débarquement lunaire de la série des vols Apollo a eu lieu le 4 décembre 1972. Lors des vols américains Apollo-11, 12 et 14 à 17, ont été recueillis 390 kg de roches et de poussières du sol, et les trois sondes automatiques soviétiques Luna en ont rapporté quelques centaines de grammes. Aucun des échantillons recueillis n’était en place, c’est-à-dire adhérent à la formation rocheuse initiale. Tous les morceaux, même les plus gros blocs, se trouvaient là où ils ont été observés à la suite de phénomènes dynamiques violents. Une des tâches des géologues est de déterminer si ces phénomènes sont tous liés à l’impact sur la Lune de projectiles (surtout des météorites, et peut-être aussi des comètes) ou si certains sont en rapport avec un volcanisme explosif. Les impacts majeurs ont eu lieu au début de l’histoire de la Lune et ont provoqué des déplacements de matériaux considérables; ils ont formé de grandes dépressions accompagnées de soulèvements en arc de cercle qui ont constitué les montagnes; les bassins ultérieurement remplis de laves ont été appelés mers. L’importance et la fréquence des impacts ont rapidement décru.

Du fait de l’intense bombardement subi par la Lune, on trouve, à chaque point d’échantillonnage, un mélange de roches d’origine «sélénographique» variée, mais dont la majorité des échantillons reflète la nature du sous-sol actuel. Ainsi ont été reconnues des différences appréciables entre les roches des mers et celles des formations montagneuses: les sites d’alunissage avaient en effet été choisis en vue de prélever des échantillons de diverses régions, mais ils se trouvaient toujours, pour des raisons techniques, sur la face visible de la Lune et sur des surfaces assez planes et lisses. Cependant, les échantillons ont livré des informations qui peuvent être appliquées à l’ensemble de la Lune grâce aux expériences orbitales: de nombreuses analyses par fluorescence X et spectrographie 塚 ont permis d’établir, pour certains éléments chimiques, une carte des compositions de surface d’une grande partie de la Lune, compositions concordant avec celles des différents types de roches lunaires rapportées dans les laboratoires. Ces résultats ont été corroborés en 1994 par la cartographie géochimique de la totalité de la surface effectuée par la sonde américaine Clementine.

1. Morphologie. Classification

Malgré l’absence des agents d’érosion connus sur la Terre, les astronautes ont trouvé sur la Lune un relief extraordinairement émoussé. Non seulement les montagnes ne présentent pas le moindre pic, mais chaque pierre rencontrée est arrondie, excepté les parties enterrées dans le sol, qui montrent parfois encore des arêtes vives. L’érosion est due ici à l’impact des micrométéorites sur des matériaux soumis aux écarts de température (pouvant atteindre 300 ⁰C) entre le jour et la nuit. Les roches frappées par les micrométéorites ont fondu au point d’impact, où se forme un puits bordé de verre, et se sont fendillées tout autour. Le nombre de ces puits est proportionnel au temps d’exposition de la pierre à la surface du sol. Ce sol, formé d’une épaisse couche de poussière et de petits cailloux, est constitué de débris de roches, de minéraux, de scories et de billes de verre.

Dès le premier vol (Apollo-11), trois catégories de matériaux ont été rapportées: des roches ignées, des brèches et du sol (ou régolite). Ces mêmes catégories ont été recueillies au cours de tous les vols, mais en proportions différentes d’un site à l’autre: les roches ignées – voisines des basaltes terrestres – sont surtout abondantes dans les mers; les brèches, dans les montagnes; enfin, l’épaisseur de la couche de régolite, estimée à 12 mètres dans les hauteurs voisines du cratère Descartes (Apollo-16) par exemple, n’a que 5 mètres au bord de Hadley Rille (Apollo-15).

2. Chimie

Les éléments oxygène, silicium, aluminium, calcium, fer, magnésium, titane et sodium forment environ 99 p. 100 du matériau lunaire. Par rapport aux basaltes terrestres, ceux de certaines mers lunaires sont riches en titane et pauvres en sodium. Les matériaux des sites étudiés dans les montagnes contiennent plus d’aluminium et de calcium, mais moins de titane et de fer que ceux des mers.

Les abondances de tous les éléments relativement volatils, comme le chlore, le brome, le mercure, le plomb, sont faibles par rapport aux abondances supposées de ces éléments dans le matériau du système solaire primitif à partir duquel la Lune fut formée. En outre, la quantité d’eau de constitution n’est que de l’ordre d’un dix-millième, soit environ cent fois moins que dans les matériaux terrestres comparables.

La recherche de composés organiques a été poursuivie en utilisant les techniques les plus sensibles, mais aucune trace d’activité biologique n’a été découverte dans le matériau lunaire.

3. Minéralogie

Deux caractéristiques essentielles permettent de différencier les roches lunaires des roches terrestres basiques et ultrabasiques: les roches lunaires ont cristallisé dans un milieu beaucoup plus réducteur et totalement (ou presque) anhydre.

Les espèces silicatées sont donc nettement moins nombreuses que sur la Terre, où, notamment, les silicates hydratés sont abondamment représentés. Les minéraux les plus fréquents sont les pyroxènes et les feldspaths plagioclases.

On trouve les pyroxènes sous forme de grains incolores, ou plus ou moins brun-rouge suivant leur composition, qui peut être variable dans un même cristal. Ils contiennent parfois un peu de titane et d’alumine, mais leur composition est principalement représentée par la formule (Mg,Ca,Fe)Si³, où les teneurs en magnésium, calcium, fer varient suivant la composition du magma et les conditions de cristallisation. Le pôle riche en fer n’existe pas sur la Terre, car il correspond à des conditions de cristallisation trop réductrices. Il a été trouvé sur la Lune et appelé pyroxferroïte.

Dans les plagioclases lunaires, seuls les termes calciques sont présents (plus de 60 p. 100 d’anorthite CaAl²Si²⁸, la plupart des cristaux dépassant 90 p. 100) alors que, sur la Terre, ils sont beaucoup moins abondants que les termes sodiques.

L’olivine (Mg,Fe)²Si⁴ est un autre silicate assez fréquent.

La silice se trouve surtout sous ses formes de haute température, cristobalite et tridymite. Le feldspath potassique est rare et constitue, comme la silice, une phase résiduelle. L’association silice-feldspath potassique, caractéristique des granites terrestres, n’a été trouvée en quantité appréciable (quelques grammes) que dans un échantillon de brèche de l’océan des Tempêtes (Apollo-12) et dans deux fragments de brèches de Fra Mauro (Apollo-14).

Les oxydes sont surtout représentés par l’ilménite FeTi³, à cause de la richesse en titane des magmas basaltiques. On trouve aussi la chromite FeCr²⁴ et des oxydes inconnus sur la Terre tels que l’ülvospinelle Fe²Ti⁴ et l’armalcolite (Fe,Mg)Ti²⁵, ce dernier minéral ainsi nommé en l’honneur des trois astronautes d’Apollo-11, Neil Armstrong, Edwin Aldrin et Michael Collins. On trouve des spinelles du type (Mg,Fe)Al²⁴ comme minéraux accessoires dans les roches riches en alumine. Des éléments en traces tels que le zirconium s’expriment dans les minéraux comme la baddeleyite Zr², le zircon ZrSi⁴ et la nouvelle espèce lunaire tranquillityite Fe⁸Zr²Ti³Si³²⁴. Le phosphore se trouve dans les deux phosphates apatite et whitlockite, qui concentrent, avec la tranquillityite, la majeure partie des terres rares. Les seuls minerais sont le fer natif, contenant plus ou moins de nickel, et la troïlite FeS, dont une partie représente le résidu de matériel météoritique tombé sur la Lune. Certains échantillons de ces minerais portent des traces de rouille (oxydation et hydratation du fer). L’origine de l’eau (fumerolle interne, impact cométaire, pollution atmosphérique) n’est pas encore établie avec certitude.

4. Pétrologie

Les roches ignées

La Lune est composée en grande partie de roches ignées. Cependant, beaucoup de ces roches sont formées de matériaux hétérogènes fondus lors d’impacts puis recristallisés, et les échantillons de roches ignées primitives endogènes sont peu nombreux et difficiles à identifier. Les interprétations et généralisations pour l’histoire de la formation de la Lune doivent tenir compte de cette constatation.

Basaltes

Les basaltes sont des laves plus ou moins bulleuses, comportant des variétés à grain fin, d’autres à cristaux plus développés (elles sont alors souvent appelées gabbros); certaines sont entièrement cristallines, d’autres contiennent plus ou moins de verre. Leur texture montre que le magma dont elles proviennent a cristallisé rapidement ou assez rapidement, c’est-à-dire sur la surface de la Lune ou à faible profondeur.

La plupart des échantillons de basalte prélevés dans les mers de la Tranquillité, des Pluies, de la Fécondité, dans l’océan des Tempêtes sont des roches d’un gris foncé possédant des caractéristiques chimiques, donc minéralogiques, communes. Ils sont riches en fer (plus de 18 p. 100 de FeO) et en titane (de 2 à 11 p. 100 de Ti²), moyennement alumineux (moins de 16 p. 100 de Al²³) et très pauvres en alcalins. Le feldspath y est donc moins abondant que les silicates ferromagnésiens, pyroxène et olivine ; l’ilménite est toujours présente, parfois en grande quantité. La figure met en relief les différences chimiques essentielles de ces échantillons lunaires avec un basalte terrestre banal, ainsi que leurs ressemblances avec les météorites achondritiques du type eucrite. Trouvés surtout dans les mers, ces basaltes ont été appelés par les Américains mare basalts .

D’autres échantillons de basalte sont nettement plus riches en aluminium et en calcium, plus pauvres en fer et en titane. Ce sont des roches plus claires, puisqu’elles ont de 45 à 60 p. 100 de feldspath; elles proviennent surtout des régions montagneuses.

Roches de la série anorthosite-norite-troctolite (ANT)

Les basaltes ont été trouvés non seulement en débris dans le régolite, mais aussi en gros blocs. Les roches décrites ci-dessous n’ont jamais été ramassées en gros morceaux: on les a découvertes en débris dans le sol ou incluses dans les roches composites appelées brèches. Rares dans les mers, elles forment une grande partie des autres terrains. Leur composition minéralogique correspond aux types ignés terrestres suivants:

– anorthosite: plus de 90 p. 100 de plagioclase;

– anorthosite noritique ou troctolitique: de 78 à 90 p. 100 de plagioclase; pyroxène peu calcique ou olivine;

– norite ou troctolite anorthositique: de 60 à 78 p. 100 de plagioclase; pyroxène peu calcique ou olivine.

Les anorthosites et les troctolites à spinelle contiennent en outre un peu de spinelle alumineux.

Les types terrestres sont des roches magmatiques à gros grain; les roches lunaires de même composition paraissent avoir eu une origine plus compliquée et provenir de la recristallisation d’anciennes brèches.

La teneur en potassium de la majorité de ces roches est très faible (environ 0,04 p. 100); toutefois, certaines peuvent en contenir plus (mais toujours moins de 1,6 p. 100). Celles-ci contiennent alors plus de phosphore, ainsi que des concentrations en éléments en traces tels que les terres rares et le zirconium. Ces norites plus potassiques ont des compositions telles que leur point de fusion est plus faible que celui de l’ensemble des roches ANT dont elles pourraient provenir par fusion partielle.

Toutes les roches ont subi des chocs plus ou moins directs, plus ou moins intenses. Les moins atteintes sont seulement fracturées; celles qui ont reçu directement des projectiles ont complètement fondu; une partie s’est volatilisée (de même que le projectile), l’autre a formé des éclaboussures qui se sont vitrifiées, à cause du refroidissement rapide, soit en gouttelettes dans l’espace avant de retomber, soit en masses plus importantes se plaquant sur les roches sur lesquelles elles sont retombées. On trouve tous les états de choc intermédiaires ayant provoqué des déformations plus ou moins intenses des cristaux, et même leur transformation en verre, sans fusion.

Les brèches et les sols

Tous ces bombardements de la surface lunaire ont, d’une part, provoqué la fragmentation, la pulvérisation, le transport à plus ou moins grande distance, donc le mélange des roches ignées et de leurs dérivés choqués; d’autre part, ils ont contribué à compacter le sol, à souder entre eux, par compression et par échauffement plus ou moins intense, les différents fragments; les brèches en sont le résultat. Elles sont friables quand la compression n’a provoqué qu’un frittage des particules; mais elles peuvent former aussi des roches très compactes, soudées par du verre ou plus ou moins recristallisées.

Les bombardements ont été des phénomènes à répétition, surtout au début de l’histoire lunaire, de sorte qu’existent des fragments de brèches inclus dans d’autres brèches, elles-mêmes incluses dans des brèches (dans certaines roches de Fra Mauro, on a trouvé cinq générations de brèches dans le même échantillon). Puis ils perdirent de leur intensité et contribuèrent surtout à l’effritement des roches et à la constitution de l’épaisse couche de régolite qui couvre actuellement toute la surface de la Lune. Le «sol» est donc un mélange de fragments rocheux, de minéraux, de débris de verres. Ces verres représentent des cristaux et des roches choqués ou fondus; ils forment des éclats, des scories bulleuses, englobant des fragments minéraux, des billes. Ils constituent de 15 à 50 p. 100 du régolite fin. Cependant, le «sol orange» trouvé dans le cratère Shorty (Apollo-17) est beaucoup plus homogène et constitué pour plus de 90 p. 100 d’un verre orangé en débris fins ayant tous la même composition correspondant à celle d’un basalte des mers riche en titane. Son origine est discutée.

5. Origine et évolution de la Lune

Les échantillons lunaires étudiés jusqu’à aujourd’hui ne représentent qu’une fraction minuscule de la surface de la Lune. Toutefois, ils ont permis d’obtenir une variété énorme d’informations sur les processus de formation de cette surface. Cependant, tous ces résultats n’ont pas encore résolu le problème de l’origine de la Lune. Les trois théories classiques sur la formation de la Lune sont la capture de la Lune par la Terre, la fission de la Lune et de la Terre, et la formation simultanée de deux planètes jumelles. Aucune de ces théories n’est compatible avec les résultats obtenus jusqu’à présent. La théorie de la capture achoppe sur des problèmes de dynamique. La Lune ayant la même composition en isotopes de l’oxygène que la Terre, a dû d’ailleurs se former dans la même région du système solaire. La théorie de la fission se heurte à des difficultés surtout chimiques: les différences fondamentales de proportions en éléments réfractaires (beaucoup plus abondants sur la Lune) et volatils (beaucoup plus abondants sur la Terre) devaient être établies dans les matériaux qui précédèrent la formation de la Terre et de la Lune. Un autre scénario a été proposé dans les années 1970: la Lune se serait formée par accrétion de débris issus d’une collision entre une proto-Terre et une protoplanète ^{[cf. LUNE]}.

Quoiqu’il en soit, la Lune existait en temps que corps céleste il y a 4,5 milliards d’années; elle subit une différenciation magmatique majeure vers cette époque, avec formation d’une croûte de roches feldspathiques, d’un manteau peut-être stratifié (à pyroxène et olivines plus riches en magnésium vers le haut, en fer vers le fond), de quelques liquides résiduels enrichis en certains éléments chimiques, et probablement d’un petit noyau riche en fer et/ou en sulfure de fer. On peut expliquer les différences d’épaisseur de la croûte (100 km sur la face cachée, 60 km sur la face visible) soit par la flottation du feldspath dans un champ asymétrique contrôlé par la Terre voisine, soit par les différences dans l’intensité du bombardement entre les deux côtés. La Lune était entourée de subsatellites qui, par effets de marée, finirent par l’emboutir (entre 漣 4,2 et 漣 3,9 milliards d’années), creusant de profondes dépressions et modifiant son axe de rotation, comme on peut s’en rendre compte par les données paléomagnétiques. Le remplissage des grandes dépressions par des coulées de basaltes, de 漣 3,9 à 漣 3,1 milliards d’années, formant les mascons, fixa la position actuelle. Le centre de gravité de la Lune est d’ailleurs décalé de 2 km par rapport à son centre géométrique.

Puis il ne se passa presque plus rien, la Lune refroidit progressivement, le flux de projectiles décrut rapidement pour se stabiliser au rythme d’un objet kilométrique par million d’années depuis 3 milliards d’années environ; le régolite recouvrit les grands lacs de lave et les continents tout en se fragmentant de plus en plus finement.

On sait très peu de chose sur la nature chimique des corps qui ont bombardé la Lune. La plus grande partie semble avoir été volatilisée. Par le calcul et à partir des analyses chimiques des sols, on estime que la proportion de matériel chondritique dans le régolite est de 1 à 2 p. 100. Il faut cependant remarquer que les gros projectiles ayant percuté la Lune au début de son histoire ne sont peut-être plus représentés par les types de météorites actuellement capturés par la Terre.

La chronologie des événements lunaires montre donc que des faits importants se sont produits entre 漣 4,5 et 漣 3,1 milliards d’années. On peut se demander si les mêmes processus de bombardements n’ont pas eu lieu sur la Terre et n’ont pas affecté fortement les débuts de l’histoire géologique de celle-ci.

Encyclopédie Universelle. 2012.