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Définition des reliefs lunaires
écrit en collaboration avec la Dr Winifred S.Cameron, NASA-GSFC Les dômes (mons), VI Ce sont des montagnes de faible escarpement (pente < 10°) qui dépassent rarement 1000 m d'élévation au sommet desquelles se trouve souvent un cratère qui se trouve au niveau moyen de la surface lunaire. Leur diamètre est variable mais n'excède pas 7 km, à l'exception des dômes de montagne; il s'agit donc de petites formations qui requièrent une lumière rasante pour être décelées. Reportés sur un planisphère, les dômes apparaissent regroupés en bordure des mers, avec une forte concentration dans la partie nord et centrale de Mare Tranquillitatis (150°, 340°), la région de Hortensius-Milichius-Tobias Mayer à l'ouest de Copernic (29°, 205°) ainsi que la région située à l'ouest de Marius, au sud d'Aristarche (55°, 225°) qui regroupe environ 200 dômes et quelques crêtes qui s'étendent sur plus de 200 km. Certains parmi les dômes de Marius seraient des cônes de cendre rejetés par des évents volcaniques, ce qu'on appelait des cratères-cônes par le passé. On observe également des dômes à l'est d'Hortensius (28°), à l'ouest de Milichius (30°) et aux alentours de Mons Rümker dans Oceanus Procellarum (61°). Leur nom dérive de la structure avoisinante la plus frappante, la plus élevée, généralement un cratère. On s'accorde à leur donner une origine volcanique, à l'exception de la région de Marius qui aurait été formée suite au soulèvement de l'écorce lunaire combiné à un phénomène volcanique. En effet, ils pourraient avoir été formés sous l'effet de pressions internes de convulsions gazeuses ou suite à des infiltrations de magma poussés de sous la croûte lunaire, il s'agit des laccolithes, un phénomène qu'on retrouve également au centre d'Hyginus (357°, 161°), connu pour ses fractures. La majorité des dômes se situent dans les mers, mais au moins sept dômes apparaissent dans les régions montagneuses, pour citer Mons Gruithuisen Gamma (1200 m d'élévation, base de 18x24 km) situé à l'extrémité sud-ouest de la chaîne Jura-Alpes-Caucase, Mons Gruithuisen Delta (1500 m, base de 14x33 km, 48°, 213°), Mairan T située à l'ouest de Mairan (900 m, base de 7 km, 225°) suivi de deux autres petites formations au sud-est. Mons Hansteen au sud-ouest d'Oceanus Procellarum (55°, 255°) serait également un dôme de montagne et peut-être le plateau performé et fissuré de Darney C dans Mare Cognitum (29°, 205°). Plusieurs parmi ces sept formations ressemblent à des dômes de rhyolite telle qu'on en trouve dans les cratères Mono en Californie. Les crêtes (dorsum) Nous trouvons les crêtes à deux endroits : les unes dans les mers, les autres dans les montagnes. La plupart des mers contiennent des réseaux complexes de crêtes qui s'étendent parfois dans les chaînes de montagnes. Elles présentent d'habitude un sommet écrasé large de 5 à 10 km et une élévation de l'ordre de 100 à 200 m, parfois 500 m, avec une pente inclinée à moins de 10°. Leur longueur peut atteindre des centaines de kilomètres. Les crêtes sont souvent arquées ou sinueuses et parallèles, à la limite des mers circulaires. Elles ont tendance à former des arcs concentriques avec le rempart des bassins, en particulier dans les mers de Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Crisium, Mare Humorum et Mare Nectaris. Quelques unes peuvent avoir formé les remparts de cratères aujourd'hui effondrés ou la trace d'anciens cratères. Des crêtes ont même été trouvées sur le fond des cratères. Elles ont la même couleur que les zones avoisinantes. Certaines crêtes situées en bordure des mers peuvent avoir été formées par des extrusions de magma le long des fissures, bien que l'origine tectonique (la compression de l'écorce lunaire) soit plus généralement admise. Cette théorie est supportée par le fait que les crêtes sont souvent parallèles aux failles (exemple Rimae Sulpicius Gallus), les deux reliefs ayant été formés par l'affaissement des bassins intérieurs. La plupart des crêtes n'ont pas reçu de nom mais sont pourtant bien visibles en lumière rasante sur le terminateur. Parmi les formations les plus intéressantes, citons la fameuse "Crête en serpentin" (334°, 154°) située entre Plinius et Posidonius, à l'est de Mare Serenitatis, aujourd'hui baptisée Dorsa Smirnov dans sa partie nord et Dorsa Lister dans sa partie sud. La réseau de crête s'étend sur plus de 400 km et s'élève entre 300 et 350 m au-dessus de la mer; celles situées dans Mare Imbrium : Dorsum Heim et Dorsum Zirkel au sud, à l'ouest de Sinus Iridum (36°, 205°) et Dorsum Higazy et Dorsum Grabau au sud-est (18°, 191°), près du cratère Timochacris, lui-même situé au nord-est de quelques crêtes (10°, 185°); celles partant de Gassendi (40°, 214°) et celles situées au nord des Alpes (0°, 170°) dans Mare Frigoris.
Les crêtes situées dans les montagnes sont des pics montagneux étirés. Leur escarpement est supérieur à 15°. On les retrouve d'habitude dans les mers, mais s'y distingue par leur couleur plus claire (albedo). Spitzbergen (188°) en est un exemple, de même que la zone qui s'étend entre Platon et Archimède (174°) ou le système s'étendant du nord de Théophile (333°) vers Mare Serenitatis à travers Mare Tranquillitatis (148°). Les rayons Il s'agit de raies brillantes presque exclusivement issues des cratères. Environ 110 groupes ont été localisés. Ils n'ont pas de dépression ni d'élévation. Ils doivent donc avoir été déposé sur la surface et sont d'une couleur beaucoup plus claire que toutes les autres structures lunaires. Les plus brillants entourent Aristarchus (47°) reflétant environ 35 à 40% de la lumière solaire, six fois le pouvoir réfléchissant des surfaces sombres (mare). La majorité d'entre eux doivent être le résultat des éjections provoquées par des impact météoritiques. Toutefois, la structure brillante Reiner Gamma d'Oceanus Procellarum n'est pas associée à une structure d'impact; elle s'est formée suite à l'effet protecteur du champ magnétique local qui a protégé la couleur claire du régolithe contre les effets du rayonnement solaire. Quelques sites d'alunissage Apollo, tel Apollo XII était proche de tels rayons (Copernic, 20°).
Le verre compose 50% du matériau, dont la plus grande partie se trouve sous forme de perle. Cela expliquerait cette rétroréflectivité caractéristique des rayons qui se remarquent le mieux à la pleine Lune et difficilement si pas impossible à observer lorsque le Soleil fait un angle inférieur à 45°. Ce prolongement axial de certains cratères se retrouve aussi autour de Tycho (12°), Agrippa (356°), Triesnecker (356°), Maurolycus (345°), Albatégnius (356°), Théophile (333°), Cyrille (335°), Messier et Wilkening (313°) ou Clavius (15°). Pour plus d'informations Liste des reliefs lunaires (sur ce site) Les roches lunaires (sur ce site) Vidéos : La surface lunaire - Vidéo 2 - Vidéo 3 - Vidéo 4, sur YouTube Atlas photographique de la Lune, Jérome Grenier (à télécharger) Atlas Virtuel de la Lune (logiciel à télécharger) Moon nomencalture, UAI The Geologic History of the Moon ((PDEF), USGS Lunar Photo Of the Day (LPOD) Map-A-Planet, USGS PlanetWarp, Mike Tyrrell Photographic Moon Book, Alan Chu (PDF) 21st Century Atlas of the Moon, C.Wood et M.J.S.Collins, West Virginia University Press, 2013 Le Grand Atlas de la Lune, Thierry Legault/Serge Brunier, Larousse, 2004 Atlas of the Lunar Terminator, J.E.Westfall, Cambridge University Press, 2000
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