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    L'origine de la Lune  
    noAuteur - La Recherche 184 - 1987-01-01      
    Les poètes ne sont pas les seuls à rêver en regardant la Lune, les astronomes aussi depuis plus d'un siècle la contemplent en essayant de découvrir le mystère de ses origines  
    Leurs 'rêveries scientifiques' les ont amenés à proposer de multiples hypothèses sur la nature du lien de parenté qui existe entre la Terre et la Lune. La Lune est-elle fille de la Terre détachée de ses entrailles ? Sont-elles foutes les deux soeurs jumelles nées en même temps ? Ou bien la Lune ne serait-elle qu'une étrangère aventureuse capturée par la Terre et condamnée à tourner indéfiniment autour d'elle. Avec les missions Apollo au tout début des années 1970, on pouvait espérer que le débat prendrait rapidement fin. En réalité malgré la moisson de résultats obtenus, ce n'est qu'aujourd'hui, à la suite de longs travaux théoriques, que des progrès décisifs ont été réalisés. Alan P. Boss et Willy Benz nous proposent ainsi un nouveau scénario où la Terre rencontre, dans une gigantesque collision, une planète de la taille de Mars. De cette union catastrophique serait née la Lune, un corps hybride qui garderait au fond de lui le souvenir de ses fougueux parents.  
    Il y a plus de seize ans les premiers échantillons de roches lunaires étaient ramenés sur Terre lors des missions Apollo. Pour l'ensemble de la communauté scientifique le principal objectif de ces missions allait enfin être atteint : fournir des indices concluants non seulement sur la formation de la Lune, mais encore sur celle des planètes du système solaire, questions qui ne cessaient depuis de nombreuses années de diviser les chercheurs et de faire l'objet de nombreuses hypothèses et modèles.  
    C'était du moins l'un des grands espoirs de l'un des pionniers de la conquête planétaire, Harold C. Urey, qui était pour une large part à l'origine du programme Apollo. Bien que ses espoirs aient dans une large mesure été déçus pendant plusieurs années, la moisson de renseignements fournie par Apollo et l'apport de récents travaux théoriques permettent désormais d'esquisser un modèle cohérent de formation de la Lune et des planètes dites telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars.  
    En effet, les missions Apollo ont permis de circonscrire les principaux paramètres physiques et chimiques qui ont caractérisé la Lune à ses origines. L'analyse de la composition isotopique des échantillons lunaires a révélé que la Lune s'est formée à peu près à la même époque que la Terre, c'est-à-dire il y a environ 4,5 milliards d'années. Mais comme la fourchette d'erreurs dans les mesures de datation est encore trop large, on ne peut préciser qui de la Lune ou de la Terre est la plus âgée. En revanche, on sait que l'intervalle de temps entre leurs moments de formation respectifs ne dépasse pas cent millions d'années.  
    L'estimation de la composition chimique globale de la Lune a fait ressortir l'étonnante ressemblance qui existe entre notre satellite et le manteau terrestre sur le plan de la densité moyenne et de la faible concentration de certains éléments comme le fer ou le nickel. D'autre part les études sismiques réalisées à partir de tremblements de Lune enregistrés à l'aide de sismomètres placés sur la Lune par les astronautes d'Apollo ont montré que la Lune était solide jusqu'à mille kilomètres de profondeur (soit 90% de son volume). Les données actuelles ne permettent pas d'affirmer l'existence d'un noyau lunaire constitué de roches partiellement fondues et qui de toute façon serait très petit. Cette homogénéité apparente de la Lune est à l'origine de l'hypothèse d'une formation de la Lune à partir du manteau terrestre, une fois achevée la formation du noyau de la Terre par décantation du fer et du nickel. Mais la concentration d'autres éléments embrouille ce schéma trop simple. Ainsi des éléments comme le fluor, le chlore et le plomb, de même que des molécules volatiles comme l'eau sont moins abondants dans les échantillons lunaires que dans le manteau terrestre. L'absence de ces substances sur la Lune met complètement en défaut cette hypothèse de la formation de la Lune à partir du manteau terrestre.  
    Pendant longtemps, on a considéré le problème de la formation de la Lune de manière isolée probablement du fait que, de toutes les planètes, elle est la seule à jouer le rôle de satellite. Aujourd'hui il convient de le situer dans le cadre plus général de la formation des planètes telluriques. Selon la version la plus élaborée de la théorie de la formation des planètes', celles-ci auraient grossi par accrétion de petits corps appelés planétoïdes. Ces derniers se seraient formés à partir d'effondrements gravitationnels à petite échelle au sein d'un mince disque de poussières, lui-même issu du nuage interstellaire de gaz et de poussières qui s'effondra pour donner naissance au Soleil. La taille des planétoïdes à ce stade, de l'ordre de cinq kilomètres, se serait accrue surtout par suite de collisions entre eux, avec réduction de leur vitesse relative, les forces d'attraction gravitationnelle assurent alors leur cohésion. Pendant les phases initiales, les collisions devaient être relativement douces puisqu'elles avaient lieu entre planétoïdes évoluant sur des orbites voisines. Mais la taille des planétoïdes augmenta durant cette période pour atteindre mille kilomètres environ. A ce moment, ils furent suffisamment massifs pour perturber fortement les orbites de leurs voisins respectifs, augmentant ainsi l'excentricité de leurs orbites et, par 1à, la vitesse relative au moment des collisions. Ces collisions devinrent alors de plus en plus catastrophiques pouvant même donner lieu à la destruction complète des planétoïdes.  
    L'étape finale, de loin la plus longue, s'étala sur cent millions d'années, pendant lesquels des compétitions gravitationnel les entre les différents embryons de planètes aboutirent à la formation des planètes telluriques telles que nous les connaissons aujourd'hui. Or la durée de cette dernière étape est du même ordre que la fourchette d'incertitude dans les mesures de l'âge de la Terre et de la Lune. Cette coïncidence est compatible avec notre hypothèse selon laquelle la formation de la Lune est la résultante des mêmes processus physiques que ceux qui ont engendré les planètes telluriques. Aussi est-il intéressant de passer en revue les différentes hypothèses existantes sur l'origine de la Lune et de voir dans quelles mesures elles sont compatibles avec la théorie de la formation des planètes telluriques.  
La Lune issue
de la Terre
  L'une des plus anciennes hypothèses sur la formation de la Lune est probablement celle de la fission, hypothèse selon laquelle la Lune s'est détachée de la Terre. En effet c'est au XIXe siècle que l'astronome G.H. Darwin, le fils du célèbre naturaliste, découvre que la Lune était autrefois beaucoup plus proche de la Terre. Cet éloignement constant de la Lune, de l'ordre de trois mètres par siècle, provient en fait du freinage de la rotation terrestre par effet de marées. En effet, l'attraction lunaire déforme le Globe terrestre en ellipsoïde, mais ces déformations ne sont pas purement élastiques et de l'énergie empruntée à l'énergie de rotation de la Terre est dissipée en chaleur. Disons assez brièvement que cette dissipation de chaleur entraîne un retard dans la déformation de la Terre et des océans. L'attraction lunaire agissant alors sur les renflements dus aux marées induit une force de rappel qui tend à freiner la rotation de la Terre. Le moment cinétique perdu dans le ralentissement de la rotation terrestre est récupéré à l'intérieur du système isolé Terre-Lune dans le moment cinétique de révolution de la Lune autour de la Terre, ce qui se traduit par une augmentation de la distance Terre-Lune. Pour G.H. Darwin, cet éloigne ment progressif de la Lune plaide en faveur d'une origine terrestre de la Lune : elle se serait formée à partir du manteau terrestre, après que le noyau métallique se soit individualisé au centre de la Terre.  
    A l'époque, les études sur les configurations à l'équilibre de corps fluides en rotation lui fournissent un mécanisme possible permettant d'expliquer une telle séparation : la fission. En effet, il apparaît qu'un corps fluide incompressible, tel que l'on peut considérer la Terre, ne peut rester en équilibre stable si son moment cinétique est trop grand, c'est-à-dire s'il tourne trop vite. Le corps réagit en cherchant un nouvel état d'équilibre, ce qui se traduit par sa fission en deux, G.H. Darwin applique ce principe à la Terre dont la rotation aurait été dans le passé trop rapide et de laquelle se serait détachée la Lune, l'océan Pacifique représentant la cicatrice de la rupture. Qu'en est-il aujourd'hui d'une telle hypothèse ? Depuis 1980, Joel Tohline (Louisiana State University), Robert Gingold (Mt Stromlo and Siding Springs Observatory) et l'un de nous (Alan P. Boss) utilisons trois modèles numériques différents afin d'étudier l'évolution dynamique et en trois dimensions de corps fluides en rotation rapide. Les trois modèles arrivent à des conclusions identiques : le résultat n'est pas, au bout du compte, deux corps distincts, Au début, certes, le corps d'origine pourra se scinder en deux, mais la commencer a croissance de bras spiraux dans les couches extérieures de faible densité accaparera une bonne partie du moment cinétique, forçant ainsi le système binaire naissant à se ressouder. Les bras spiraux s'éloigneront alors, animés par leur fort moment cinétique, pour former un anneau de matière autour du corps initial. Théoriquement l'évolution ultérieure de cet anneau aurait pu permettre à une partie de celui-ci de s'agglomérer et de former la Lune à partir de la Terre.  
    Durant ce processus une importante partie des éléments volatils seront perdus permettant ainsi d'expliquer la composition chimique de la Lune. Toutefois, même ce modèle amélioré n'est pas satisfaisant, car les calculs sont fondés sur l'hypothèse que la Terre se comporte comme un fluide de très faible viscosité. Si la Terre à l'origine avait été en état de fusion, cette supposition serait valable puisque le magma terrestre constitué de roches fondues se comporte comme un fluide d'une viscosité comprise entre lO2 et 106 poises. Cependant l'homogénéité chimique du manteau, de même que les calculs sur l'histoire thermique de la Terre indiquent que celle-ci n'a jamais été complètement liquide. De nos jours, le manteau terrestre évolue dans le temps comme un fluide ayant une viscosité effective beaucoup plus élevée de l'ordre de 1022 poises. Au moment de sa formation, la Terre était probablement un corps partiellement fondu aux propriétés visco-élastiques se situant quelque part entre les deux extrêmes que sont le magma et le manteau actuel : des estimations situent la viscosité de la Terre à cette époque aux environs de 1015 poises. Si l'on utilise cette donnée dans les modèles sur l'instabilité de rotation, on s'aperçoit que la tendance à la fission disparaît' ! Un corps très vis queux ne se laisse pas fragmenter comme le ferait un corps non visqueux. La vraisemblance de l'hypothèse de fission simple se trouve encore réduite si l'on considère l'effet combiné de ce que l'on appelle la dissipation visqueuse et la compressibilité. En effet, pendant les cent millions d'années que dura la formation de la Terre, celle-ci s'est comportée pratique ment comme un corps rigide car les mouvements créés par des effets de cisaillements se dissipaient du fait de la viscosité. D'autre part, la compressibilité de la Terre est telle que si celle-ci avait la composition du seul manteau terrestre et n'était donc constituée que de silicates, la densité centrale serait environ deux fois supérieure à la densité moyenne. La Terre est par conséquent suffisamment compressible pour que, considérée comme un corps rigide en rotation, elle ne puisse tourner assez vite pour entraîner une instabilité conduisant à la fission. Mais si pour une raison quelconque, comme par exemple à la suite d'un impact d'un planétoïde, la vitesse de la Terre avait considérablement augmenté, un bourrelet équatorial se serait formé, serait devenu instable et de la matière se serait échappée depuis l'équateur. Cette masse éjectée aurait constitué un anneau autour de la Terre, à partir duquel la Lune aurait pu ensuite se former tout comme dans l'hypothèse de fission modifiée.  
    Si ce modèle de perte massique peut en principe expliquer la création de la Lune à partir du manteau terrestre, il souffre cependant d'un handicap commun à tous les modèles de fission par rotation. En effet dès 1909, F.R. Moulton faisait remarquer que le moment cinétique actuel du système Terre-Lune représente moins du quart du moment cinétique nécessaire à la fission. Il est douteux que la Terre, formée par accrétion de planétoïdes, ait pu acquérir dans son histoire un moment cinétique aussi important et, d'autre part, on ne connaît pas de raisons pour qu'ensuite il ait pu diminuer suffisamment au cours du temps. Aussi peut-on dire aujourd'hui que cette théorie de la fission, tout au moins dans sa version originale, a pratiquement perdu tous ses partisans.  
L'hypothèse de
la planète double
  Ce n'est que beaucoup plus récemment qu'émergea une seconde hypothèse sur la formation de la Lune. C'est en 1960 que le Soviétique E.L. Ruskol (0. Yu. Schmidt Institute of Earth Physics) proposa pour la première fois le modèle dit d'accrétion binaire ou plus simplement de la planète double. D'après ce modèle, la Lune s'est également formée à partir d'un anneau de matière en orbite terrestre, mais ici l'anneau est issu d'un mécanisme différent. Imaginons, par exemple, des collisions entre planétoïdes a proximité d'une première ébauche de la Terre. Ceux-ci pourront être capturés par l'attraction de la planète et rester en orbite autour d'elle, engendrant un essaim. Si un nombre suffisant de planétoïdes sont ainsi capturés, ils entreront en collision avec d'autres planétoïdes, ce qui alimentera la quantité de matière dans l'essaim. Si l'essaim acquiert un moment cinétique important du fait des impacts entre les différents planétoïdes qui le constituent, il s'étirera sous forme d'un mince anneau dans le plan équatorial de la Terre en formation. L'un des aspects séduisants de ce modèle est qu'il prévoit que l'essaim fera fonction en quelque sorte de filtre chimique, en captant de préférence les planétoïdes silicatés de composition semblable à celle du manteau terrestre.  
    En effet, on peut admettre que les fragments silicatés sont moins denses et donc moins massifs que les fragments ferreux provenant de la dislocation antérieure d'un embryon de planète déjà différencié en un noyau métallique et un manteau silicaté. L'essaim capturera donc plus de silicates que de fer, pendant que les fragments ferreux se frayeront un chemin à travers l'essaim. Un tel processus pourrait donc rendre compte de la composition chimique d'ensemble de la Lune, de sa pauvreté en substances volatiles et des autres indices qui incitent à croire que la matière lunaire n'est pas d'origine terrestre.  
    Mais le modèle d'accrétion binaire est entaché du même défaut que les modèles de fission : l'insuffisance du moment cinétique du système. En effet, le moment cinétique total de l'essaim capturé doit être élevé pour pouvoir évoluer en disque. Or il correspond à la somme des apports de chaque planétoïde capturé et il y a autant de chances que la capture se fasse dans le sens prograde, c'est-à-dire dans le même sens que celui du mouvement des planètes autour du Soleil que dans le sens rétrograde (sens inverse). Aussi même la capture d'un nombre de Planétoïdes suffisant pour permettre un effet de filtre chimique ne pourrait fournir l'équivalent du moment angulaire actuel du système Terre-Lune. Ce n'est qu'en cas de trajectoires orbitales très atypiques des planétoïdes incidents (permettant une plus grande vitesse) que le moment cinétique total se rapprocherait du minimum requis. Cependant comme ces trajectoires ne représentent qu'une faible proportion des trajectoires possibles, il est clair que le moment cinétique total n'aurait pas été suffisant pour empêcher l'essaim en rotation autour de la Terre d'être capturé à son tour par notre planète. Aussi, de même que l'hypothèse de fission, celle de l'accrétion binaire est aujourd'hui délaissée par la grande majorité des chercheurs.  
La Lune capturée
par la Terre
  A peu près à la même époque que l'hypothèse de l'accrétion binaire, un troisième modèle de formation de la Lune était avancé. Il s'agissait du modèle de l'a capture de la Lune par la Terre qui fut proposé pour la première fois par l'Allemand de l'ouest H. Gerstenkom en 1955. Ce modèle devait apporter une solution au problème de l'insuffisance du moment cinétique. D'après ce modèle, la Lune se serait formée quelque part dans la région des planètes telluriques, sur une orbite assez proche de celle de la Terre, avant d'être capturée par celle-ci. La capture d'un satellite par une planète semble d'au tant plus probable que leurs orbites sont voisines (rencontre proche). Si, par exemple, la distance entre la Terre et la Lune au moment de leur rencontre était de l'ordre de trois rayons terrestres (au-delà, la capture devient impossible car la dissipation d'énergie nécessaire au freinage de la Lune devient trop faible), le moment cinétique du système Terre-Lune serait égal au sixième du moment cinétique actuel. Ce déficit de moment angulaire aurait pu être comblé en faisant intervenir dans le modèle quelques planétoïdes entrant en collision tangentielle avec la Terre. Ce modèle de capture peut expliquer facilement les différences de composition chimique entre la Lune et le manteau terrestre. En revanche, ce sont les similitudes de nature chimique qui deviennent difficiles à expliquer. Par exemple, si la Lune s'est formée dans la même région que les autres planètes telluriques, comment expliquer que la Lune soit plus pauvre en fer ?  
    Enfin, ce modèle ne propose pas de mécanisme plausible de capture de la Lune par la Terre. En effet, lorsqu'un corps comme la Lune venant de l'extérieur s'approche de la Terre, sa trajectoire parabolique par rapport à la Terre est déviée, mais pas suffisamment pour l'empêcher de repartir dans l'espace. Pour qu'il y ait capture, il faut un mécanisme de freinage de 1a Lune suffisant pour que l'orbite lunaire initialement parabolique ou hyperbolique se transforme en une orbite elliptique centrée sur la Terre. Ce freinage pourrait provenir de la dissipation d'énergie par effet de marées lors d'un passage très proche de la Lune, mais une telle dissipation semble trop faible pour entraîner une capture, sauf dans le cas où l'orbite de la Lune est très proche de celle de la Terre, la capture ne nécessitant alors qu'une faible dissipation d'énergie cinétique. Or il est très improbable que la Lune se soit formée sur une telle orbite. Si c'était le cas, la Lune serait soit entrée en collision avec la Terre soit éjectée sur une orbite éloignée lors d'une des nombreuses rencontres proches survenant durant le temps de formation des deux planètes. En revanche, si la Lune s'était formée ailleurs dans la région des planètes telluriques et qu'elle ait été déviée ultérieurement vers la Terre, sa vitesse aurait été trop grande pour qu'il y ait capture.  
    L'un des modèles de capture le plus connu propose la dislocation par effet de marées d'une première Lune en formation appelée protolune. Cette hypothèse se fonde sur les travaux de E. Roche en 1837. Celui-ci a démontré qu'un satellite fluide en orbite circulaire, autour d'un autre corps ne peut etrt' stable gravitationnellement que si la distance entre les deux corps dépasse une valeur critique, ce qu'on appelle la limite de Roche. Tout satellite fluide en orbite circulaire à l'intérieur de cette limite sera désagrégé par les forces de marées. En effet la différence des forces exercées par le corps central sur le côté proche et le côté éloigné du satellite est supérieur à la force de cohésion du satellite. Par conséquent, tout corps relativement volumineux pénétrant à l'intérieur de la limite do Roche, qui correspond pour la Terre à environ trois rayons terrestres, serait disloqué par les marées. Il s'ensuivrait la création d'un nuage de débris appauvris en substances volatiles, débris dont une partie resterait en orbite terrestre pour engendrer la Lune. En outre dans cette hypothèse, si la protolune avait contenu un noyau métallique, celui-ci aurait pu s'échapper, ce qui expliquerait à la fois les différences et les similitudes de composition chimique entre la Terre et la Lune. Malheureusement, dans ce modèle de dislocation par les marées, on ne tient pas compte de la viscosité. L'analyse de Roche s'applique à des corps fluides non visqueux : car un planétoïde de la taille de la Lune est encore moins susceptible que la Terre : de subir une fusion complète et donc d'être fluide. De plus, dans l'analyse de Roche, la désagrégation du corps ne dépend pas directement du temps; or une première ébauche de Lune, une protolune, qui passerait à proximité de la Terre ne se trouverait en deçà de la limite de Roche que pour quelques heures tout au plus. En fait, il ressort de calculs détailles effectués en 1985 par H. Mizuno et l'un de nous (A.P. Boss) qu'un planétoide modérément visqueux passant largement à l'intérieur de la limite de Roche ne peut être désagrégé par les marée, à plus forte raison si l'on a affaire à un planétoïde fortement visqueux ne restant dans le voisinage de la planète que quelques heures. Là encore les travaux théoriques récents permettent d'éliminer cette hypothèse de la capture.  
    C'est vers les années 1975 qu'indépendamment W.K. Hartmann et D.R. Davis, du Planetary Science Institute à Tucson, et A.G.W. Cameron et W.R. Ward, de l'université Harvard, ont émis pour la première fois, l'hypothèse selon laquelle la Lune serait issue de la collision entre une première ébauche de la planète Terre ou prototerre, et un embryon d'une autre planète ou protoplanète. En exigeant que le moment cinétique du système prototerre-protoplanète soit comparable à celui du système Terre-Lune que nous connaissons aujourd'hui, A.G.W. Cameron et W.R. Ward ont déduit que la protoplanète incidente devait être au moins aussi massive que Mars (environ un dixième de la masse terrestre et la moitié de son rayon) et que la vitesse d'impact était de quelque dix kilomètres par seconde pour une collision pratiquement tangentielle. Dans cette hypothèse, des débris de la collision auraient été projetés en orbite autour de la Terre, formant ensuite un disque d'accrétion. Ce seraient des phénomènes de viscosité qui auraient entraîné l'éloignement au-delà de la limite de Roche d'une partie du disque, à partir de laquelle serait née la Lune. Pendant de nombreuses années, cette théorie n'attira guère l'attention car on estimait comme très improbable l'existence de tels impacts géants. Mais les récents progrès dans la théorie générale de la formation des planètes que nous avons esquissée dans la première partie de cet article, ont démontré que de tels impacts sont en fait très vraisemblables. Désormais, grâce aux ordinateurs modernes ultra-rapides, on peut simuler en détail le déroulement de collisions, d'où le regain d'intérêt pour cette théorie des impacts géants qui s'est entre autres manifesté lors du colloque de Kona en 1984 sur l'origine de la Lune. Lors de ce colloque, A.G.W. Carneron a présenté les résultats de simulations numériques d'un impact géant. Quoique ces simulations aient été très approximatives, elles démontraient que la formation par impact d'un disque d'accrétion de masse supérieure à celle de la Lune était possible dans le cas d'une collision très massive. A partir de ces résultats, il devenait clair que des simulations plus détaillées s'imposaient. De telles simulations viennent d'être réalisées par l'un de nous (W. Benz) en collaboration avec W.L. Slattery et A.G.W. Cameron au Laboratoire, national de Los Alamos. Des collisions entre la Terre en formation et des planètes incidentes plus petites ont été simulées dans le but de mettre en évidence les conditions initiales qui donneraient lieu à la formation de la Lune soit directement soit à partir d'un disque d'accrétion (disque protolunaire).  
    Dans ces simulations les deux planètes sont supposées déjà différenciées; chacune présente un noyau ferreux qui renferme le tiers de la masse de la planète, entouré d'un manteau de granite. Les propriétés des matériaux, qu'ils soient solides, liquides ou gazeux de même que leur comportement ont été modélisés à l'aide d'une équation d'état appropriée. Les deux planètes ont été placées sur des trajectoires qui mènent à une collision. L'ordinateur a alors simulé la suite des événements. Pour chaque simulation le moment cinétique total ne dépasse que de quelques pour cent le moment cinétique total du système Terre-Lune actuel. En fait pour une vitesse d'impact donnée, les scénarios d'impact ne varient qu'en fonction de la masse de la planète, incidente.  
Des collisions
sur ordinateur
  En général lors d'une collision, la planète incidente est déformée en s'approchant de la Terre par les forces de marées. Puis, après le choc initial, elle ralentit, l'énergie cinétique étant dissipée en chaleur lors du choc extrêmement violent qui a lieu à l'interface des deux planètes. Des matériaux sont pulvérisés et se vaporisent formant des jets de matière. La plus grande partie de cette vapeur retourne ensuite à l'état solide lorsque l'expansion, entraînant le refroidissement des gaz, abaisse l'énergie interne au-dessous de l'énergie de vaporisation. Ensuite, on constate que l'évolution du processus dépend étroitement du rapport entre la masse de la planète incidente et celle de la Terre. Si la planète incidente est relativement massive (rapport des masses supérieur à 0,17), moins de la moitié d'une masse lunaire reste en orbite pour y former un disque d'accrétion, une quantité à peu près équivalente de débris étant projetée hors du système sous forme de jets à grande vitesse. Dans ce cas, la majeure partie de la matière est suffisamment freinée pour s'agglutiner à la Terre. Certes le disque d'accrétion en orbite autour de la Terre contient très peu de fer, car le noyau ferreux de la planète incidente est complètement absorbé par la Terre et va s'accoler au noyau terrestre, ce qui expliquerait bien la composition pauvre en fer de la Lune; mais d'un autre coté, la masse trop faible du disque ne permet pas de retenir l'hypothèse de la collision avec une grosse planète.  
    Si la planète incidente est petite (rapport des masses inférieur à 0,12), celle-ci n'est pas détruite lors du premier impact. Elle rebondit sur une orbite très excentrique qui aboutit à un second impact au bout d'une seule révolution. La planète incidente est alors complètement désagrégée et elle se disperse en formant un disque. Or, dans ce cas, on constate que le disque renferme presque tout le fer contenu à l'origine dans le noyau de la planète incidente (noyau dont la masse est de quelques masses lunaires). On voit mal alors comment une lune appauvrie en fer pourrait se former à partir d'un disque très riche lui en ce métal ! Aussi l'hypothèse d'une collision avec une petite protoplanète est à son tour écartée.  
    Mais il reste un domaine intermédiaire (où le rapport des masses est compris entre 0,12 et 0,16) dans lequel la quantité de matériaux projetée en orbite équivaut à plus d'une masse lunaire et demie. Par exemple avec un rapport de masse de 0,14 (la planète incidente avant environ 1,2 fois la masse de la planète Mars), la simulation prévoit la mise sur orbite d'un gros fragment de masse égale à celle de la Lune accompagné d'un disque de masse égale à environ la moitié de la Lune. Pour tous les cas de ce domaine intermédiaire, la quantité de fer aboutissant soit dans le disque soit dans le fragment reste très faible. En effet, la simulation montre que le noyau ferreux de la planète incidente se sépare du manteau silicaté peu après le début de la collision, chacun évoluant de manière différente. Puis le noyau rebondit sur une trajectoire très excentrique qui se termine par un nouvel impact avec la Terre où il est absorbé. La Terre et ce noyau en orbite exercent sur les roches en orbite un couple de forces suffisant pour que cette matière ne retombe plus sur la Terre. L'évolution ultérieure du gros fragment en orbite reste imprécise. En effet, il peut par exemple pénétrer à l'intérieur de la limite de Roche et il sera alors disloqué avant de s'étaler sous la forme d'un disque. La température des matériaux mis en orbite selon ce modèle est suffisamment élevée pour que les substances volatiles s'en échappent facilement, soit durant l'impact, soit plus tard dans le disque. Enfin, quatre-vingt-dix pour cent des matériaux en orbite proviennent de la planète incidente. Tous ces éléments pourraient rendre compte des différences de composition chimique entre la Terre et la Lune.  
    Ce modèle de l'impact géant semble donc surmonter toutes les difficultés ayant trait au moment cinétique et à la composition chimique, difficultés qui apparaissaient comme fatales aux autres théories sur la formation de la Lune. De plus ce modèle est, nous l'avons vu, en complet accord avec la théorie actuelle de la formation des planètes telluriques. Cependant pour que ces récentes simulations reproduisent exactement le processus de formation de la Lune, il est nécessaire que la composition chimique de la planète incidente soit proche de celle de la Lune (mis à part notamment le cas des éléments comme les volatils qui sont perdus lors de la collision). Cette exigence apparaît comme très contraignante pour le modèle. Elle pourrait l'être moins si l'on admet la nouvelle hypothèse proposée en 1986 par H.J. Melosh et ses collaborateurs : une grande partie des matériaux prélunaires proviendraient des jets de vapeurs qui se forment au moment de l'impact. Selon cette variante du modèle, environ la moitié des matériaux projetés dans les jets proviendraient ainsi du manteau terrestre. Tout récemment, A.E. Ringwood. de l'université nationale d'Australie, assurait même que certaines ressemblances entre les compositions chimiques de la Lune et de la Terre (par exemple en éléments sidérophiles, c'est-à-dire proches du fer) étaient telles que cela impliquait que la Lune se soit formée entièrement à partir du manteau terrestre. Cette conclusion demeure très controversée. Aussi une nouvelle série de simulations est en cours, réunissant l'un de nous (W. Benz), H.J. Melosh et leurs collaborateurs, afin de déterminer quelle est la part maximale de roches terrestres qui peut être mise en orbite à la suite d'un impact géant.  
    Jusqu'à présent, il semble bien que le modèle de l'impact géant soit le seul qui satisfasse aux différentes contraintes imposées par les données des missions Apollo et par les études théoriques. Il serait même tentant d'inverser le problème et d'affirmer que l'existence de la Lune constitue le témoignage le plus éloquent qui soit de l'existence dans le passé de collisions géantes. La théorie actuelle de la formation des planètes telluriques se révélerait donc exacte dans ses grandes lignes. Si tel est le cas, l'intuition de Harold C. Urey porterait enfin ses fruits : la Lune recèle la clé non seulement de sa propre formation, mais aussi de celle des autres planètes.  
    suite…  
       
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