Bassin d'impact

Cratère d'impact

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Représentation d'artiste d'un impact météoritique

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 le résultat de la collision d'objets célestes (un astéroïde ou une comète impactant une planète par exemple).

Plus généralement, on désigne sous le terme astroblème l'ensemble des conséquences de l'impact. Le cratère n'est qu'un des éléments constitutifs de l'astroblème.

Sommaire

Les cratères terrestres

Article de 1905

Sur Terre les cratères d'impact sont rarement faciles à identifier. Jusqu'aux années soixante, 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 prend 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, et les plaques continuent donc à se chevaucher allégrement. 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.

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

Les impacts qui ont laissé des grands cratères (de plusieurs dizaines 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 sont 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.

Vocabulaire associé aux impacts

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[1], puis en 2004[2], 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[3] apportant quelques retouches à ces définitions et en ajoutant de nouvelles. Ces définitions sont reproduites ici.

Terminologie officielle

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

Formation du cratère transitoire

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 de 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.

Dimensions associées aux cratères d'impact

Afin d'éviter toute confusion dans la terminologie, un groupe d'experts s'est réuni en 2004[4] et a publié une définition officielle des dimensions principales associées aux cratères d'impact.

Les diamètres

Dtc = diamètre du cratère transitoire

  • Le cratère transitoire a une forme intermédiaire entre une 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[5].


Dtr = diamètre du cratère transitoire crète à crète.

  • Ici le diamètre est mesuré sur la crète 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

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

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[3].

Données et unités

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[5] :
    • 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 mi 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, θ = 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[5] :

  • 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

Diamètre du cratère transitoire

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

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

Diamètre final du cratère

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

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

Valable pour les cratères simples et complexes.

Epaisseur des brèches

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 m3),
  • E = \frac{1}{2} m_{i} \cdot v_{i}^{2}, l'énergie de l'impact (en J)

Profondeur finale du cratère

Il s'agit de la distance entre le haut des bords du cratère (ligne de crète) 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

Deux types d'objets célestes peuvent entrer en collision avec notre planète, les astéroïdes et les comètes.

  • les astéroides 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

  1. 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.
  2. 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)
  3. 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)
  4. 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)
  5. 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

Article connexe

Liens externes

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