Reconstitution du flux d’impact et des variations paléoclimatiques martiennes par la datation des cratères à éjecta lobés

Directeur : François COSTARD
Co-encadrant : Sylvain BOULEY

Financement : DIM-ACAV.

Thèse soutenue le 17 novembre à 14h au bâtiment 510 devant le jury composé de :

 Mr Nicolas Mangold - Rapporteur
 Mr Mark Wieczorek - Rapporteur
 Mr Ernst Hauber - Examinateur
 Mr Francis Rocard - Examinateur
 Mme Cécile Engrand - Examinateur
 Mr David Baratoux - Invité
 Mr Sylvain Bouley - Directeur de thèse
 Mr François Costard - Co-directeur de thèse

Résumé

Le comptage de cratères sur une surface planétaire est à l’heure actuelle le seul moyen de dater les unités géologiques et de préciser la temporalité des évènements ayant marqué l’histoire des corps telluriques. Cette technique nécessite de connaitre précisément le taux avec lequel se forme les cratères d’impact. Ce flux est relativement bien contraint entre 3,9 et 3,5 milliards d’années avant notre ère. Il est considéré comme constant depuis trois milliards d’années, une hypothèse remise en cause par des observations lunaires et terrestres. Les cratères d’impact à éjecta lobés sont très nombreux sur Mars. Leur morphologie traduit la présence d’une grande quantité de glaces d’eau dans le sous-sol de la planète au moment de l’impact. La variation spatio-temporelle de cette couche est très peu contrainte. Celle-ci est principalement influencée par l’obliquité de la planète. Leurs nappes d’éjecta sont continues et constituent par conséquent des surfaces idéales pour dater leur formation. L’objectif de cette thèse est de mieux contraindre le flux d’impact sur Mars et de mieux comprendre la variation de l’extension de la couche de volatiles présente sous la surface de Mars responsable de telles morphologies. Pour cela, nous proposons d’analyser la distribution spatiale des cratères superposés aux nappes d’éjecta lobés afin d’en déduire un âge le plus représentatif de la formation de ces structures. La méthodologie que nous avons développée a été testée et validée sur des cratères doubles dont la morphologie traduit la formation synchrone par l’impact d’astéroïdes binaires. Par la datation de la mise en place d’une population de cratères à éjecta lobés situés sur Acidalia Planitia, il a été possible de comparer la fréquence de formation de ces structures avec le flux d’impact qui a été utilisé pour les dater. Un important désaccord entre nos données et le modèle à flux constant a pu être observé. Un test d’auto-cohérence entre le flux d’impact mesuré et le flux utilisé pour dater chaque cratère a permis de montrer que le taux d’impact le plus en accord avec nos données était celui présentant une cratérisation constante mais plus faible entre 3 et 0,5 Ga que ce qui était précédemment admis couplée à un pic de cratérisation entre 0.5 Ga et la période actuelle. Ce pic est associé à deux collisions dans la ceinture principale d’astéroïdes. La datation de l’ensemble des cratères martiens dont les nappes d’éjecta lobés sont très étendues a permis également de mettre en évidence une augmentation de l’âge de ces cratères avec la diminution en latitude. Nous avons interprété ces observations comme étant le résultat de l’évolution récente de l’extension de la couche riche en volatils sous la surface de Mars, en lien avec la variation de l’obliquité de la planète. En effet, une diminution de l’angle d’obliquité de Mars il y a 4 millions d’années a restreint l’extension de la couche de volatils à haute latitude. Le lien étroit entre la localisation de ces cratères et leurs âges a permis de poser certaines conditions quant à l’évolution possible de l’obliquité martienne sur les 80 derniers millions d’années. Enfin, la révision de la base de données de cratères martiens la plus complète à ce jour au moyen d’une interface accessible à tous a permis de créer le premier catalogue de cratères adapté à la datation de surfaces martiennes. Nous avons pour cela mis en place une classification des cratères permettant l’exclusion, lors d’une datation, des cratères de type secondaire, fantôme ainsi que des fausses détections contenus dans la base de donnée originelle.

Abstract

Counting craters on planetary surfaces is currently the only way to date geological units and to precise the events temporality which have marked the history of terrestrial bodies. This technique requires the precise knowledge of the rate with which impact craters are emplaced over time. This flux is well constrained between 3,9 and 3,5 billions years before present. It is considered to be constant since three billions years, a hypothesis challenged by earthly and lunar observations. Layered ejecta craters are numerous on Mars. Their morphology is related to the presence of ice-rich material in the subsurface at the moment of the impact. The spatial and temporal evolution of this layer is poorly constraint. This one is primarily influenced by the obliquity of Mars. Their ejecta blankets are continuous and therefore constitute ideal surfaces to date the impact itself. The purpose of this thesis is to better constraint the impact cratering rate on Mars and to better understand the variation of volatiles layer extent present under the surface of Mars causing such of morphologies. To achieve this, we propose to analyze the spatial distribution of craters superposed to the layered ejecta blankets in order to deduce the most representative age of the emplacement of these structures. The methodology that we have developed has been tested and validated on double craters whose the morphology indicate a synchronous formation due to the impact of binaries asteroids. By the dating of the formation of a layered ejecta crater population located on Acidalia Planitia, it has been possible to compare the emplacement frequency of these structures with the impact flux that has been used to date them. An important mismatch between our data and the constant flux has been noted. An auto-consistency test between the measured impact rate and the rate used to date each crater has shown that the most consistent flux with our data is a constant cratering rate lower than previously expected between 3 and 0,5 Gyr coupled to a cratering spike between 0,5 Gyr and the actual period. This spike is associated to two main asteroid break-ups in the main asteroid belt. The dating of all craters which exhibits a high extent of their ejecta blankets has also allowed to highlight an increasing of their age with the decreasing of the latitude. We have interpreted this observation by the result of the late evolution of the volatiles layer extent under the surface of Mars, linked to the shift of the obliquity. A decreasing of the Martian obliquity angle there was 4 millions years ago has restricted the volatiles layer extent to high latitude. The close link between the location of these craters and their ages has allowed us to set some conditions of possible evolution of the Martian obliquity during the last 80 Myrs. Finally, the reviewing of the most complete Martian crater database thanks to a web interface accessible to everyone has allowed to create the first crater catalogue adapted to the martian surface dating. We have developed a crater classification allowing the exclusion, during a surface dating, of secondary craters, ghosts craters as well as false detections contained in the original database.