Cratère d'impact

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 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, des glissements de terrains, 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’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.

La plupart des cratères d'impact sont quasi circulaires ; même quand l'impacteur a un angle d'incidence important, le cratère résulte essentiellement des effets de l'énergie cinétique dissipée par l'impact, à l'instar de ceux créés par une explosion souterraine. Il existe cependant des cratères fortement elliptiques, créés par des impacteurs rasants de vitesse modérée, notamment sur la Lune et surtout sur Téthys et Dioné, deux satellites de Saturne[10].

• 
  cratère simple
  (Meteor Crater, États-Unis)
• 
  cratère de transition
  (Mars)
• 
  cratère complexe à pic central
  (Tycho, Lune)
• 
  cratère à anneaux multiples
  (Vredefort, Afr. du Sud)
• 
  bassin
  (Mare Imbrium, Lune)

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 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 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.

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 de structure 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 définition officielle des dimensions principales associées aux cratères d'impact.

• 
  Dimensions associées au cratère transitoire
• 
  Dimensions associées au cratère simple
• 
  Dimensions associées au cratère complexe

D_tc = diamètre du cratère transitoire

• Le cratère transitoire a une forme intermédiaire entre un 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.

D_sc = diamètre de transition simple-complexe

• Si le diamètre final D_fr est inférieur à D_sc alors le cratère est simple, sinon il est complexe. La valeur de D_sc varie d'une planète à l'autre et varie aussi en fonction de la nature du terrain cible[12].

D_tr = 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 D_tc). Cette grandeur est rarement utilisée.

D_fr = 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.

D_a = 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.

D_cp = 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.

D_cu = 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.

Deux types d'objets célestes peuvent entrer en collision avec notre planète[2] :

• les astéroïdes, composés de roches et de métaux et dont la masse volumique varie entre 2 000 et 8 000 kg/m³. Leur vitesse à l'entrée dans l'atmosphère est comprise entre 11 et 21 km/s ;
• les comètes, essentiellement composées de glace et dont la masse volumique varie entre 500 et 1 500 kg/m³. Leur vitesse est comprise entre 30 et 72 km/s.

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 (sinon ils orbiteraient autour du Soleil). De par leur origine, leur nature et leur densité sont inconnues.

Le géologue Charles 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 de Chicxulub ;
• 25 millions d'années pour un projectile d'au moins 5 kilomètres de diamètre dont la force d'impact pourrait détruire la civilisation humaine ;
• un 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 du Earth Impact Effects Program[9].

Dans ces formules, les termes sont définis de la façon suivante :

• ${\displaystyle D_{sc}\,}$ : diamètre transitoire de transition entre les cratères simples et complexes, sur Terre égal à[12] :
  • 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 ;
• ${\displaystyle \rho _{i}\,}$ : masse volumique de l'astéroïde, en kg/m³ (et ${\displaystyle m_{i}}$ sa masse en kg) ;
• ${\displaystyle \rho _{c}\,}$ : masse volumique de la cible, en kg/m³ ;
• ${\displaystyle \phi _{i}\,}$ : diamètre de la météorite, en m ;
• ${\displaystyle v_{i}\,}$ : vitesse de la météorite à l'impact, en m/s ;
• ${\displaystyle g\,}$ : accélération de la pesanteur de la cible (égal à 9,81 m s⁻² sur Terre) ;
• ${\displaystyle \theta \,}$ : angle de l'impact, par rapport à l'horizontale. Pour impact vertical, ${\displaystyle \theta }$ = 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] :

• 10 200 m dans un terrain sédimentaire ;
• 12 000 m dans un terrain cristallin.

Alors, le cratère prend une morphologie à anneau central.

${\displaystyle D_{tc}=1{,}161\cdot \left({\frac {\rho _{i}}{\rho _{c}}}\right)^{\frac {1}{3}}\cdot \phi _{i}^{0{,}78}\cdot v_{i}^{0{,}44}\cdot g^{-0{,}22}\cdot \sin ^{1 \over 3}(\theta )}$

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

Si ${\displaystyle D_{fr}<D_{sc}\,}$, le cratère est un cratère simple :

${\displaystyle D_{fr}=1{,}25\cdot D_{tc}}$, d'après Marcus, Melosh et Collins (2004).

Sinon, le cratère est complexe et :

${\displaystyle D_{fr}=1{,}17\cdot D_{tc}^{1{,}13}\cdot D_{sc}^{-0{,}13}}$, d'après McKinnon et Schenk (1985).

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

Cette formule vaut pour les cratères simples et complexes.

Pour un cratère simple :

${\displaystyle t_{br}=0{,}0896\cdot D_{fr}^{3}\left({\frac {d_{tc}+h_{fr}}{d_{tc}\cdot D_{fr}^{2}}}\right)}$

Pour un cratère complexe :

${\displaystyle t_{m}=4\cdot {\frac {V_{m}}{\pi \cdot D_{tc}^{2}}}}$, avec :

• ${\displaystyle V_{m}=8{,}9\cdot 10^{-12}\cdot E\cdot \sin(\theta )}$, le volume des brèches (en ${\displaystyle m^{3}}$),
• ${\displaystyle E={\frac {1}{2}}m_{i}\cdot v_{i}^{2}}$, l'énergie de l'impact (en J).

La Lune qui possède peu d'eau, une atmosphère 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 :

${\displaystyle d_{fr}=d_{tc}+h_{fr}-t_{br}\,}$

Pour un cratère complexe :

${\displaystyle d_{fr}=50{,}36\cdot D_{fr}^{0{,}3}\,}$

Attention ! On ne peut pas déduire l'épaisseur de la couche de roches fondues ${\displaystyle t_{m}\,}$ à partir de la formule précédente pour les cratères complexes.

• (en) Billy P. Glass et Bruce M. Simonson, « Impact Crater Formation, Shock Metamorphism, and Distribution of Impact Ejecta », dans Billy P. Glass et Bruce M. Simonson, Distal Impact Ejecta Layers : A Record of Large Impacts in Sedimentary Deposits, Springer, coll. « Impact studies », 2013 (lire en ligne), p. 15-75
• (en) Michael Issigonis, Geology of Meteorite Craters, 312 p. (lire en ligne )

• Earth Impact Database (« Base de données des impacts terrestres »)
• Cratère à piédestal
• Dénombrement des cratères d'impact
• Hiver d'impact
• Liste de cratères d'impact
  • Liste de cratères d'impact sur Terre
• Profondeur d'impact
• Impactite

• Les cratères d'impact (Nirgal) : Article extrêmement complet les impacts en général (et de Mars en particulier)
• (en) Kord Ernstson glossary : Glossaire des termes relatifs aux impacts
• (en) Earth Impact Database : base de données des astroblèmes terrestres
• (en) Jarmo Moilanen's list of World's impact craters : une autre base de données qui indique aussi les cratères supposés et ceux qui ont été discrédités
• (en) Google Earth & Impact craters Liste des cratères terrestres dans Google Earth
• L'origine des cratères et des mers lunaires sur cosmovisions.com

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