Zoom: Bestiaire de cratères

Ce bestiaire de cratères illustre la variété en termes de forme et d’échelle des cratères planétaires. La morphologie des cratères dépend avant tout de leur taille. Les plus petits d’entre eux, les cratères simples, présentent une forme en bol, avec des bords surélevés. La majorité des cratères lunaires ayant un diamètre inférieur à 15 km sont de ce type. Au delà de ce diamètre, ils présentent un pic central avec éventuellement des terrasses et des dépôts et sont dits complexes. Les cratères complexes sont moins profonds que les cratères simples. Le diamètre de transition entre ces deux types de cratères varie de façon inversement proportionnelle à la gravité de la planète : un pic central apparaît dans les cratères martiens dont la taille est supérieure à 10 km alors que sur Terre, les pics apparaissent dès que les cratères ont un diamètre supérieur à 2-3 km. Dans les cas d’impacts plus gros, le pic central est remplacé par un anneau montagneux voire par des anneaux multiples si le diamètre augmente encore. Une partie des matériaux excavés par l’impact peut, après avoir parcouru une trajectoire balistique, retomber et provoquer la création de cratères secondaires, à proximité du cratère principal. Enfin, si l’impact est suffisamment puissant pour percer la croûte et provoquer des épanchements, on parle de bassins d'impact. Le bassin d'Hellas sur Mars (plus de 2000 km de diamètre) est sans doute le plus grand bassin d'impact du système solaire. Avec le temps, l’érosion ou encore les mouvements du sol altèrent les cratères dont nous n’observons finalement qu’une forme dégradée.

Les corps qui ne sont pas protégés par une atmosphère (Mercure, Lune, astéroïdes, satellites glacés du système extérieur…) sont directement et constamment exposés aux rayons d’origine solaire et galactique ainsi qu’au bombardement micro-météoritique. Ils subissent, de plus, de grandes variations de température. Ces différents phénomènes dégradent progressivement leur surface, généralement caractérisée par une couche superficielle très poreuse appelée régolithe.

Zoom: Les régolithes planétaires

La notion de régolithe est large ; elle désigne « tout matériel d’origine continentale, quel qu’en soit l’âge, recouvrant les roches saines et dures ». Cependant, en planétologie, on l’utilise généralement pour évoquer la couche de poussière, rocheuse ou glacée, recouvrant la surface de corps solides dépourvu d’atmosphère protectrice (Mercure, la Lune, les satellites de Mars, tous les satellites du système extérieur sauf Titan, les astéroïdes et, dans une moindre mesure, Mars et les comètes).

Les régolithes planétaires sont d’abord créés par impacts météoritiques (voir chapitre Cratérisation des surfaces) puis évoluent sous l’effet de l’érosion spatiale (ou « space weathering » en anglais) c’est-à-dire des effets combinés du bombardement micro-météoritique, de la collision des rayons cosmiques d’origine solaire ou galactique ou encore de l’irradiation et de la pulvérisation cathodique (« sputtering ») par les particules du vent solaire. Les chocs thermiques, auxquels sont particulièrement soumis les surfaces sans atmosphère, contribuent également à la désagrégation physique (ou thermoclastie) des roches et donc au développement du régolithe.

Les propriétés et le degré de maturité d’un régolithe varient en fonction de la composition et de la position dans le Système Solaire de l’objet planétaire. Le régolithe lunaire est de loin le mieux connu. Il recouvre l'ensemble de la surface du satellite sur une profondeur de 2 à 8 mètres dans les mers et pouvant même excéder 15 m dans les terres les plus anciennes (4.4 Ga). Il repose sur plusieurs mètres d’un méga-régolithe constitué de gros blocs rocheux, éjectas d’anciens grands impacts. Le régolithe de Mercure est probablement très semblable à celui de la Lune quoique peut être légèrement plus développé car le flux micro-météoritique y est plus important et le contraste thermique entre le jour et la nuit accru. Le développement d'un régolite mature est, en revanche, nettement plus lent sur les astéroïdes en raison de leur faible gravité. Sur Mars, qui possède une atmosphère tenue, l’érosion spatiale s’est combinée à d’autres formes d’érosion (hydrique, éolienne… voir chapitre Erosion et sédimendation des surfaces avec atmosphère) pour former un épais manteau de poussière et de débris. Io est aussi un cas à part car le volcanisme qui y sévit efface immédiatement les traces d’impact. Enfin, la volatilité de la glace d’eau, ainsi que des glaces de CO₂ (dioxyde de carbone) ou de CH₄ (méthane), rend les surfaces glacées du système solaire particulièrement vulnérables à l’érosion spatiale.

Les surfaces des corps dotés d’une atmosphère (Vénus, Terre, Mars, Titan, éventuellement Pluton) sont protégées de l’érosion spatiale et subissent modérément le bombardement météoritique et les effets thermiques. En conséquence, elles n’ont pas ou peu de régolithe. En revanche, elles sont soumises à l’action conjuguée de l’air et de solvants liquides lorsqu’ils existent. Partout où il y a une atmosphère, même extrêmement dense (Vénus) ou, au contraire, tenue (Mars), l'activité éolienne transporte les sédiments les organisant notamment en champs de dunes. Sur Pluton de telles formations n'ont pas encore été observées sans doute pour des raisons de résolution. Sur Terre, aujourd’hui ou sur Mars, hier, le cycle de l’eau a, en outre, façonné la surface via l’érosion pluviale, fluviatile ou glaciaire créant, transformant et distribuant la matière sédimentaire. Sur Titan, c’est le méthane et l’éthane qui modifient les paysages.

Zoom: La planétologie comparée

Les corps solides du système solaire présentent des visages multiples et en même temps étrangement familiers. C’est que des processus semblables à ceux que l’on observe sur Terre y sont à l’œuvre. La planétologie comparée consiste à s’appuyer sur la connaissance de notre planète pour comprendre comment ont évolué d’autres mondes. Au passage, nous observons des processus a priori connus se développer dans des environnements radicalement différents et du même coup enrichissant la compréhension que nous en avons.

Ce principe s’applique particulièrement bien lorsqu’on compare les paysages terrestres à ceux des trois autres corps du système solaire possédant une atmosphère : Vénus, Mars et Titan. Tous présentent à leur surface des dunes, preuves de l’activité éolienne qui y sévit (voir figure ci-contre). Cependant la taille, la forme de ces dunes varient d’une planète à l’autre. La connaissance des dunes terrestres permet de comprendre l’origine de ces divergences et donne des clefs pour déduire de l’observation des dunes extraterrestres les régimes de vents qui les ont sculptées. On reconnait également la signature de l’érosion fluviale à la surface de Mars, pourtant sèche aujourd’hui. L’étude des paléo-réseaux fluviaux ou des vallées de débâcle permet de reconstituer une partie de l’histoire géologique de la planète rouge. Sur Titan, par analogie avec le cycle de l’eau sur Terre, les phénomènes météorologiques liés au cycle du méthane et de l’éthane peuvent aussi être mieux compris et prédits. Enfin, même Pluton, récemment observé par la sonde américaine New Horizons, présente des paysages connus, en particulier des sols polygonaux typiques des régions glaciaires et périglaciaires des hautes latitudes sur la Terre et sur Mars (voir figure ci-contre).