L'ARTICLE DE L'ASTRONAUTE No.5 - Mai 1998

L'ÉCHANTILLON LUNAIRE 15499 (IIème partie): L'histoire de 15499

Par Serge Chevrel, Association Apollo25

L'échantillon 15499 récolté par Scott et Irwin au cratère Dune (voir la première partie de cet article) fait partie des 370 échantillons individuels, pesant au total 77 kg, récoltés sur le site de Hadley lors des 3 EVA de la mission. Avec un poids de 2024 g, 15499 fait partie des échantillons les plus importants, mais il n'est pas le plus gros car un bloc de basalte de 9600 g (15555) a été récolté par Dave Scott lors de la troisième EVA à la Station 9A en bordure de la faille Hadley. Ce dernier est d'ailleurs l'échantillon le plus gros ramené de la Lune et il est connu sous le nom "Big Scott".
Comme tous les autres échantillons lunaires des missions Apollo, 15499 fut, dès son arrivée sur Terre, entreposé dans un bâtiment spécial: le "Laboratoire de Réception des Echantillons Lunaires" ("Lunar Receiving Laboratory": LRL) au "Lyndon B. Johnson Space Center" (JSC), qui à l'époque s'appelait le "Manned Spacecraft Center" (MSC). En 1979, la collection des échantillons a été transférée du LRL dans le bâtiment 31N du JSC, au "Lunar Sample Laboratory Facility" (LSLF), dont l'accès est strictement contrôlé, et donc malheureusement non accessible au public. C'est au LSLF que les échantillons lunaires sont étudiés par des équipes de scientifiques et éventuellement préparés et conditionnés pour leur envoi dans d'autres laboratoires aux Etats-Unis et à l'étranger, pour des études par des équipes de scientifiques. C'est également en ce lieu que se trouvent les échantillons soviétiques des missions Luna prêtés aux Américains par les Russes, ainsi que les météorites lunaires trouvées en Antarctique. Nous aurons sûrement l'occasion de parler plus amplement de ce lieu mythique dans l'un des prochains numéros de "l'Astronaute".

David R. Scott se penche sur l'échantillon 15415 (la "roche de la genèse", voir la première partie de cet article), au sein du LRL au MSC à Houston. Derrière lui se trouve l'astronaute Joseph P. Allen, qui faisait office de capcom au cours des marches lunaires de la mission Apollo 15. (photo NASA s71_43477, le 12 Août 1971)

Pour les chercheurs le but est de conserver intactes les propriétés physiques et chimiques originelles des échantillons, ceci afin de ne pas introduire de biais dans les analyses. Le souci majeur et constant est donc d'éviter toute contamination d'origine terrestre. Les constituants terrestres les plus prompts à réagir avec les échantillons sont l'oxygène et la vapeur d'eau qui se trouvent en abondance dans notre atmosphère. Pour éviter les processus d'oxydation et d'hydratation, ainsi que tout autre type de contamination, les échantillons sont stockés, préparés, et étudiés dans des vitrines contenant une atmosphère inerte, composée d'azote quasiment pur. Ces vitrines se trouvent placées directement à proximité de la chambre forte où est stockée toute la collection des échantillons lunaires.
L'échantillon 15499,10 qui est présenté à la Cité de l'Espace se trouve placé dans un conteneur en verre dans une atmosphère d'azote pur. Ainsi, depuis qu'il a quitté la Lune, il n'a jamais été en contact avec l'atmosphère terrestre.
Peu de temps après chaque mission, le premier examen et la publication des premiers résultats scientifiques concernant les échantillons étaient réalisés au LRL par "l'Equipe d'Examen Préliminaire des Echantillons Lunaires" ("Lunar Sample Preliminary Examination Team": LSPET). Ainsi, les spécimens de roches récoltés sur le site de Hadley ont été examinés en détail quelques jours seulement après le retour de la mission Apollo 15, en présence de Scott et Irwin. Pour les géologues, le but était de recueillir de leur part, en plus des nombreux débriefings qu'ils avaient déjà subi, des informations encore fraîches dans leur mémoire, à propos du contexte géologique des échantillons les plus importants, dont 15499. Le premier examen rapide de cet échantillon en particulier date du 9 Août 1971, soit deux jours seulement après le retour de Apollo 15, et une première description détaillée (examen à l'échelle macroscopique et à la loupe binoculaire) date du 28 Août 1971.



Alors qu'elle était encore entière, la roche 15499 se présentait comme un bloc aux dimensions relativement imposantes (17x15x8 cm) avec des faces relativement planes (tabulaires) et des bords anguleux. La roche est de couleur gris sombre et comporte de nombreuses vésicules (voir la première partie de l'article) qui lui donnent un aspect rugueux. La roche présente une forte cohésion avec peu de fractures visibles en surface, ne pénétrant pratiquement pas à l'intérieur.
Sur le plan de la texture, 15499 est une roche dite porphyrique. Ce mot, un peu barbare pour un non géologue, indique qu'il s'agit d'une roche présentant des cristaux visibles à l'oeil nu et bien développés (jusqu'à 1 cm de long dans le cas présent) au sein d'une matrice constituée de cristaux très fins (microcristaux), seulement visibles au microscope. Pour 15499, les zones correspondant aux cristaux bien développés et à la matrice occupent respectivement 42% et 58% de la roche totale. Les cristaux visibles à l'oeil nu sont essentiellement du pyroxène, avec aussi quelques rares cristaux d'olivine. La matrice microcristalline est quand à elle composée pour l'essentiel de plagioclase et de pyroxène, en quantités égales, avec aussi un peu d'ilménite. Le pyroxène, l'olivine et le plagioclase sont des minéraux contenant surtout du silicium (Si), du fer (Fe), du magnésium (Mg), de l'aluminium (Al) et du calcium (Ca). Ce sont tous trois des minéraux appartenant à la classe des silicates ayant des structures cristallines plus ou moins complexes, que l'on trouve en abondance et en proportions variables dans les roches magmatiques (1). L'ilménite est quant à elle un minéral de la classe des oxydes; il s'agit d'un oxyde de fer (Fe) et de titane (Ti). Les pyroxènes forment une famille de minéraux structurellement et chimiquement complexes. Nous mentionnerons simplement que dans le cas de 15499 le pyroxène en question est un clinopyroxène, c'est à dire un type de pyroxène relativement riche en calcium, que l'on nomme pigeonite. Ainsi, la roche 15499 est classée comme étant un basalte à pigeonite. Le tableau ci dessous donne la composition chimique et minéralogique de la roche.

Concentration des majeurs en pourcentage poids SiO2 47.62 space CaO 10.40 spa TiO2 1.81 space Na2O 0.29 Al2O3 9.27 space K2O 0.06 FeO 20.26 space P2O5 0.08 MnO 0.28 space S 0.07 MgO 8.94 space Total 99.08 Sr (ppm) 105 space Zr (ppm) 112 space Composition minéralogique normative Quartz 0.38 space Diopside 22.90 Orthoclase 0.36 space Ferrohyp. 45.48 Albite 2.45 space Olivine 0.00 Anorthite 23.82 space Ilménite 3.44

spa Concentrations en éléments majeurs (%poids) déterminées par fluorescence-X (sauf pour Na). Concentrations en éléments en traces (Sr et Zr, en parties par million). Détermination de la composition normative (correspondant à une composition minéralogique virtuelle, en volume). Source: Science, Vol. 175, numéro 4020, p. 363-375, 1972.< /td>

Poids (g) Nb de sous échantillons correspondant % de la roche initiale Perte (destruction lors d'analyses) 21.6 44 1 Reste (total = 2003g) Intouché depuis 1971 (plus gros bloc = 15499,0 = 1128 g) 1218.0 17 60 Manipulés pour analyses et re-stockés 606.4 62 30 Actuellement dans des laboratoires pour études 14.6 12 0.7 En prêt pour présentation au public 163.4 1 (15499,10) 8

Statut de l'échantillon 15499 Bilan (arrêté à la date de Mai 1998) de l'utilisation de l'échantillon lunaire 15499 de la mission Apollo 15 (Document Apollo25)

Peu de temps après son arrivée au LRL, le bloc de 2024 g qui constituait la roche 15499 a donc été divisé en plusieurs sous-échantillons que nous appellerons ici des sous-échantillons principaux, et dont les numéros spécifiques sont donnés au schéma A. Seulement trois de ces derniers avaient une taille importante. Il s'agissait de 15499,0 (1128 g); 15499,9 (580 g) et 15499,10 (298 g) (voir le schéma C). Chacun de ces sous-échantillons principaux (sauf 15466,0 et 15499,30) a subi de nouvelles subdivisions dont le nombre est donné entre parenthèses en A et dont le détail est donné dans le tableau B (se référer à la légende de cette planche pour plus de détails). Ainsi, le sous-échantillon principal 15499,10 a été subdivisé en 76 parties ! La partie de 15499,10 qui subsiste à la suite de ces multiples subdivisions, soit 163.44 g sur les 298.54 g de départ, a été placée en 1972 dans un container spécial en verre (le container 291 pour la petite histoire) pour être présenté au public. C'est lui qui se trouve aujourd'hui à Toulouse. Finalement, l'échantillon initial 15499 a été divisé en 136 sous-échantillons... Sur ces 136 pièces, seulement 5 ont une taille importante. Il s'agit de 15499,0 (1128 g); 15499,76 (377.70 g); 15499,67 (177.26 g); 15499,10 (163.44 g) et 15499,45 (59.87 g) (voir tableau D). Les 5 sous-échantillons suivants en ordre d'importance ont un poids compris entre 5 et 10 g. Enfin, 27 sous-échantillons ont entre 1 et 5 g, tandis que 93 ont moins de 1g... .
L'échantillon 15499 n'est donc pas ressorti indemne des analyses qu'il a subies!

Légende de la planche suivante: Généalogie de 15499. En 1971-1972, l'échantillon a été divisé en 12 sous-échantillons portant les numéros spécifiques 0 (la plus grosse partie qui reste de l'échantillon originel), 1, 2, 3, 9, 10, 21, 22, 23, 24, 30 et 63 (schéma A). Parmi ces échantillons, les plus importants sont 15499,0 ,9 et ,10 (voir le schéma C et le tableau D). Chacun de ces 12 sous-échantillons a subit de nouvelles subdivisions (sauf 15499,0 et 15499,30) dont le détail est donné dans le grand tableau B. Ainsi 15499,10 a engendré la suite des sous-échantillons 15499,11-20; 15499,25-33; 15499,45-46 et 15499,85-87, soit 23 sous-échantillons. Le reste de 15499,10 (soit 163.44 g sur les 298.54 g de départ) après ces multiples subdivisions, constitue l'échantillon se trouvant à la Cité de l'Espace de Toulouse. Certains sous-échantillons de 15499,10 comme par exemple 15499,15 et 15499,19 sont restés tels quels, c'est à dire n'ont pas été redivisés à nouveau (voir tableau B). D'autres comme par exemple 15499,14 (7.4 g) ont été subdivisés plusieurs fois engendrant jusqu'à 9 autres sous-échantillons dans le cas présent: 15499, 39 ,40 ,42 ,94 ,95 ,125-128 (voir tableau B). A son tour, 15499,40 (0.010 g) a engendré 15499,130 lequel a été détruit au cours d'analyses (c'est le cas de tous les échantillons notés en caractère normal, c'est à dire non gras, dans le tableau B). Au total, près de 44 échantillons sur les 136 produits à partir de 15499 ont ainsi disparu (voir tableau D). C'est le cas notamment de 15499,9 (580 g au départ, voir schéma C) qui a été entièrement subdivisé en 32 sous-échantillons (15499,9 n'existe plus en tant que tel). Le tableau D donne le poids des échantillons les plus importants produits à partir de l'échantillon originel 15499. Avec ses 163.44 g 15499,10 est le quatrième en importance après 15499,0 (1128 g); 15499,76 (377 g) et 15499,67 (177 g). La reconstitution de la généalogie de 15499 présentée ici a été réalisée à partir de documents de la NASA aimablement fournis par le Dr. Gary E. Lofgren, conservateur des échantillons lunaires au Lunar Sample Laboratory Facility (LSLF) au Johnson Space Center (JSC) de Houston. �Apollo 25

Schéma A: Sous-échantillons principaux produits à partir de l'échantillon originel 15499. Le détail des subdivisions (dont le nombre est donné entre parenthèses), est donné au tableau B. 0 1 (7) 2 (3) 3 (4) 9 (32) 10 (76) 21 (2) 22 (2) 23 (2) 24 (4) 30 (1) 63 (2) Tableau B: Reste de l'échantillon initial non subdivisé (poids en grammes) 0 (1128.0) Schéma C: Echantillon 15499,9 Schéma D: Statut (Mai 1998) des sous-échantillons produits à partir des sous-échantillons principaux 0, 1, 2, 3,... 63. (*)poids reconstruit puisque échantillon entièrement divisé ou en partie détruit; (1)détruits ou ayant disparu suite à une division complète; (2)échantillons disponibles à la date de fin avril 1998. . Poids initial (g) Partie détruite (g) Partie restante (g) Echantillons les plus importants (poids en g) Nb éch. produits Nb éch. détruits (1) Nb éch. restants (2) 0 1128.0 - 1128.0 entier 1 0 1 1 1.62 (*) 1.57 0.05 - 7 2 5 2 0.30 (*) 0.02 0.03 - 3 2 1 3 2.77 0.25 2.52 <1g 4 2 2 9 580.33 (*) 3.49 576.84 .76 . 67 .77 377.10 177.26 5.18 32 10 22 10 298.54 8.91 289.63 .10 .45 .46 .14 .26 .19 163.44 59.87 9.23 7.30 5.68 5.50 76 24 52 21 22 23 24 30 63 12.63 6.76 5.87 .63 6.63 (détruit) 13 4 9 Total 2024.2 21.0 2003.0 - 136 44 92

Les échantillons lunaires possèdent une valeur inestimable sur le plan scientifique, et comme nous l'avons déjà mentionné, ils sont stockés et gardés comme un véritable trésor à Houston. Heureusement, la NASA a tout de même autorisé que certains de ces "joyaux" soient prélevés de la collection pour être présentés au public. Ainsi, sur la collection complète d'échantillons lunaires Apollo (2196 échantillons individuels (total de 381.7 kg), à l'heure actuelle divisés en plus de 90000 sous-échantillons), 9129.6 g sont en possession du "Public Affair Officer" (PAO) de la NASA pour des prêts à long terme à des organismes publics. Cela représente 74 échantillons répartis dans 54 institutions (musées, planétariums, etc.) dans le monde. Sur ces 74 échantillons, 57 sont présentés aux Etats-Unis (37 institutions dans 21 des états fédérés, plus le District de Columbia), et 17 sont présentés hors des Etats-Unis: Europe (9 échantillons dans 9 institutions), Canada (4 échantillons dans 4 institutions), Amérique du Sud (1), Australie (1), Japon (1) et Philippines (1). Le détail des échantillons répartis en Europe est donné dans le tableau ci dessous. On remarquera d'après ce tableau que Toulouse est bien placée parmi les villes européennes pour l'importance de l'échantillon qu'elle possède. Si vous voulez voir un maximum d'échantillons lunaires, il faut aller dans le District de Columbia aux Etats-Unis. En effet, l'organisme qui possède le plus d'échantillons est le Smithsonian à Washington D.C. avec d'une part 5 échantillons (au total 236.8 g) présentés au "Air & Space Museum", et d'autre part 9 échantillons (au total 1373 g) présentés au "Smithsonian Museum of Natural History". Il est à noter que l'échantillon 15499,10 se trouvait en présentation dans ce dernier lieu jusqu'à ce que, à l'occasion d'un remaniement de sa collection, le Smithsonian s'en sépare. La demande d'acquisition d'un échantillon lunaire par la Cité de l'Espace correspondant au moment ou 15499,10 s'est trouvé "libéré", elle en a hérité !

Les échantillons lunaires en prêts à long terme en Europe
Ville	Pays	Lieu	Nb.	Echantillon	Poids (g)
Berlin	D	Museum fur Verkher und Technik	1	76015,143	333.4
Bonn	D	Museum of Contemporary History	1	12055,32	285.0
Copenhague	DN	Planétarium Tycho Brahe	1	75015,53	206.6
Nordlingen	D	Rieskrater Museum	1	66075,26	164.2
Toulouse	F	Cit� de l'Espace	1	15499,10	163.4
Great Briton	GB	National Museum of Wales	1	12022,92	149.6
Noordwijk	NL	Noordwijk Space Expo.	1	77035,99	141.7
Londres	GB	Natural History Museum	1	60015,87	128.5
Geneve	CH	World Intellectual Property Org.	1	15555,766	105.3
.			9	.	1677.7

C'est à "l'U.S. Space and Rocket Center" de Hunstville, en Alabama, aux USA, que se trouve le plus important échantillon lunaire présenté par le PAO dans le monde. Il s'agit d'un échantillon de 449.42 g de la mission Apollo 12 (12065,15). Mais en réalité, les plus gros spécimens que l'on peut voir se trouvent au "Space Center", le musée qui se trouve à coté du JSC à Houston. Dans ce musée, il a été reconstitué une partie du Lunar Sample Laboratory Facility (LSLF), dont nous avons parlé plus haut, avec tout le matériel nécessaire pour étudier les échantillons lunaires. Dans certaines vitrines, on peut voir de magnifiques échantillons (à voir absolument si vous passez au Texas...) comme s'ils étaient prêts à être examinés par des chercheurs. Il s'agit des échantillons 15555 (une partie du fameux "Big Scott"), 15498 (une brèche récoltée au cratère Dune quelques minutes avant 15499...), 60015 (une belle anorthosite des highlands) et 60016 (une brèche des highlands). En fait, cet endroit que le public peut visiter à loisir est bien plus qu'une simple reconstitution. Il s'agit en réalité d'une véritable annexe du LSLF dont la maintenance est très régulièrement assurée par le personnel du LSLF et non par celui du Space Center ou du PAO. Enfin, pour en terminer avec les échantillons lunaires destinés à être présentés au public, il faut mentionner qu'il y en a encore 24 (au total 3169 g) qui sont en "circulation" aux USA pour des prêts à court terme ou temporaires. Ceci porte donc à 98 le nombre des échantillons lunaires Apollo en présentation dans le monde.
L'histoire de 15499 que nous venons d'évoquer depuis son arrivée sur Terre, avec son morcellement en nombreuses parties, et même le sacrifice d'une partie de sa "personne" (les 21 g détruits en cours d'analyse), est typique de celle de tous les échantillons lunaires. Ce traitement peut paraître indigne pour des roches vieilles de plusieurs milliards d'années et qui viennent d'un lieu si éloigné et encore si mythique pour beaucoup d'humains... Mais c'est le prix à payer pour faire avancer la "science lunaire". Chaque échantillon lunaire a été étudié intensivement, comme jamais ne l'avaient été auparavant des échantillons de roches terrestres, ceci à travers une multitude d'analyses dont nous dévoileront peut être un jour toute la batterie dans "l'Astronaute". Et les roches lunaires ont "parlé"... Le but dans cet article n'est pas de faire le bilan de tout ce qu'elles ont raconté aux scientifiques sur la Lune et au delà sur les autres planètes du Système Solaire, mais seulement d'essayer de comprendre le contexte dans lequel la roche 15499 s'est formée et l'endroit où elle a "vécu", ceci jusqu'au jour ou deux astronautes sont arrivés avec un marteau et ...

Environ un tiers des roches collectées par Scott et Irwin sur le site d'Apollo 15 sont des basaltes, le reste étant des brèches des highlands constituées de fragments de roches très anciennes de la croûte lunaire. Ces deux types de roches, les basaltes et les brèches des highlands, composent les deux unités majeures observables sur la Lune, à savoir les mers et les highlands (ou continents) lunaires respectivement. Ceci nous amène à parler immédiatement de ces unités, telles que les ont justement révélées les échantillons Apollo, en insistant plus particulièrement sur les mers lunaires car elles fournissent le contexte de l'origine de 15499.
Les mers lunaires sont ces grandes étendues sombres, quasiment plates et peu cratérisées, qui couvrent à peu près 17% de la surface de la Lune (presque entièrement concentrées du coté de la face visible). Alors que la croûte lunaire était formée, le grand bombardement météoritique était encore à l'oeuvre, créant au niveau de cette dernière de gigantesques excavations que l'on appele des bassins d'impacts. On en a identifié une trentaine de très importants sur la Lune, les deux derniers à s'être formés, entre 3.9 et 3.8 Ga (Ga: Giga-année = 1 milliard d'années), étant Imbrium (environ 1300 km de diamètre) et Orientale (environ 630 km de diamètre). C'est au niveau de ces grandes dépressions dans la croûte qu'une activité volcanique s'est manifestée (principalment entre 4.2 et 3.6 Ga) avec la mise en place de laves de composition basaltique. Les basaltes lunaires sont des roches assez familières aux géologues puisque l'on connaît leur équivalent sur Terre. En effet, les coulées de basaltes qui se sont mises en place sur la Lune se sont formées de la même fa�on que beaucoup de coulées sur Terre: par fusion de la roche à l'intérieur de la Lune (100-400 km), formant un magma, puis par l'ascension de ce magma à travers des fractures dans la croûte, ceci jusqu'à parvenir à la surface où se produit une éruption. Ces coulées se sont produites sous forme de grandes nappes très fluides qui se sont empilées les unes sur les autres, parfois sur plusieurs kilomètres d'épaisseur, remplissant "à ras bord" les anciens bassins d'impact pour former ce qu'on appelle les mers lunaires.

Vue oblique de la zone Hadley-Apennins (nord en haut) photographiée par Apollo 15 en orbite lunaire. La faille Hadley se trouve en bas au centre de l'image, et les Apennins en bas à droite. Le point d'alunissage du LM d'Apollo15 se trouve sur le cote droit du "bec de poule" de la faille Hadley. Photo NASA S71-44667.

Les highlands (ou "continents") lunaires, qui correspondent aux grandes étendues claires sur la Lune, topographiquement hautes, au relief parfois tourmenté et saturées de cratères, sont quant à eux composés de roches beaucoup plus complexes que les basaltes, appelées brèches. Ces dernières sont formées de roches très anciennes (issues de la croûte originelle, laquelle résulte également de processus de fusion) qui ont été cassées, fondues et "recollées" entre elles, ceci par le jeu des impacts météoritiques à l'époque du grand bombardement (qui s'est terminé il y a environ 3.8 Ga) et des impacts plus rares à des époques plus récentes. Les brèches des highlands lunaires ont donc une histoire géologique complexe (voir aussi note numéro 4 dans la première partie), mais elles ont un grand intérêt car à partir de leur étude on peut avoir une idée de la composition de la croûte originelle. La difficulté vient cependant du fait que la collection des échantillons lunaires est sûrement loin de rendre compte de toute la diversité des roches composant la croûte (ceci en raison du faible nombre de sites visités au cours des missions Apollo, surtout au niveau des highlands). Une question par exemple est de savoir si cette croûte originelle était homogène ou non. En fait, il faut avouer qu'on sait encore peu chose de la stratification originelle de la croûte de la Lune et de son évolution. C'est pour cela que des échantillons comme 15415, qui a été récolté par Scott et Irwin peu de temps avant le passage au cratère Dune (voir la première partie de cet article) et qui représente presque un "morceau originel" de la croûte, sont très importants pour comprendre l'histoire et l'évolution de la croûte de la Lune et au delà, celle des corps planétaires en général.

Schématiquement, deux types de terrains composent le site de Hadley visité par Scott et Irwin: la plaine de mer, dans laquelle s'est posé le LM, entaillée à l'ouest par la faille de Hadley, et la pente ou talus (encore appelé "Front Hadley") qui forme le versant nord du massif Hadley Delta culminant à 3000 m. Le contact entre ces deux types de terrains est marqué en surface par un simple changement de pente et une bande de matériaux au relief "émoussé" et présentant peu de cratères par rapport à la région de mer. L'absence relative de cratères sur les pentes du "Front Hadley" s'explique par le fait que ces derniers disparaissent rapidement en raison des mouvements des débris du régolithe (2) vers le bas de la pente, formant du même coup un talus. Les matériaux prédominant au niveau des terrains de plaine et des terrains du "Front Hadley" sont respectivement des basaltes et des brèches des highlands.
Pour en revenir aux basaltes lunaires, même si comme nous l'avons dit ils paraissent familiers aux géologues, ils montrent tout de même des différences par rapport aux basaltes terrestres et ils présentent aussi une certaine diversité entre eux au point de vue composition chimique, minéralogique et texture (tailles, aspects et relations entre les cristaux d'une même roche). Ces différences de composition et de texture reflètent principalement des�différences dans la composition originelle des magmas ainsi que dans la fa�on dont ceux ci ont cristallisé (en surface, en profondeur, avec un refroidissement rapide ou lent, etc.). Sans entrer dans les détails, disons qu'une différence fondamentale au point de vue chimique entre les basaltes terrestres et lunaires est l'existence pour ces derniers d'une grande variation de teneur en oxyde de titane (TiO2), allant de 1 a 15% du poids de la roche. Cette caractéristique chimique est à la base même de la classification des basaltes lunaires. On distingue ainsi des basaltes riches, moyens et pauvres en TiO2 (TiO2 est présent dans les basaltes sous la forme d'ilménite: FeTiO3). La diversité des basaltes lunaires apparaît aussi à l'échelle de chaque site exploré lors des missions Apollo. Ainsi, pour le site de Hadley qui nous intéresse ici, les basaltes montrent des textures variées et des différences minéralogiques indiquant des conditions variées de cristallisation et des différences dans la façon dont se sont mises en place les coulées de laves en surface.

Carte générale et coupe géologique schématique du site Hadley (modifié d'après Mare basalts on the Apennine Front and mare stratigraphy of the apollo 15 landing site, par G. Ryder)

On trouve dans les terrains de plaine deux grands types de basaltes: le premier plutôt riche en pyroxène et le deuxième plutôt riche en olivine et d'age plus récent que le précédent. L'échantillon 15499 appartient au premier type. Parmi les basaltes riches en pyroxène, on trouve encore des différences montrant que l'on a affaire à plusieurs unités de coulées de laves. Ainsi, l'examen pétrographique de 15499 révèle que cette roche se serait formée lors d'un refroidissement relativement rapide dans une coulée de lave peu épaisse (de l'ordre du mètre), ceci à partir d'un magma non totalement liquide, c'est à dire présentant déjà des parties solides cristallisées avec du pyroxène. cela s'est passé il y a 3.3 Ga...
La coupe géologique schématique du site Hadley à la figure ci dessus montre la position stratigraphique de ces deux principales unités basaltiques formant la plaine de mer. La couche supérieure correspondant aux basaltes à olivine est en fait discontinue au niveau du site. La couche inférieure de basaltes à pyroxènes, plus ancienne, posséderait apparemment une extension plus importante car les échantillons relevant de cette unité se retrouvent sur tout le site. On a reconnu aussi au niveau du site (voir la coupe) l'existence d'une unité encore plus ancienne représentée par des basaltes dits de type KREEP (cette dénomination vient de l'enrichissement de ces basaltes en potassium (K), éléments rares (REE en anglais) et phosphore (P)). Quelques fragments de ce matériau de type KREEP sont en effet présents dans des brèches récoltées par Scott et Irwin. Ces basaltes d'un type particulier et très anciens ( 3.8-4.0 Ga) forment une partie de la formation géologique dite "Apennine Bench", bien connue des géologues lunaires car longtemps restée énigmatique quand à sa composition (Cette formation est affleurante à 70 km plus au sud du site, en bordure de Imbrium). La mission Apollo 15 a d'ailleurs fortement contribué à éclaircir une partie de son mystère. Le volcanisme de type KREEP correspondrait au premier stade du volcanisme de remplissage des bassins lunaires, en l'occurrence ici, le bassin Imbrium. L'unité de type KREEP reposerait directement sur les produits d'éjectas (3) liés à la formation de Imbrium (et d'autres bassins) et peut-être aussi des matériaux encore plus anciens de la croûte originelle. En fait, la géologie du site Hadley visité par Apollo 15 est assez complexe et nous n'avons fait ici qu'en tracer les grandes lignes. L'échantillon 15499, et les autres, ont révélé l'existence de processus géologiques complexes sur la Lune, qui sont encore pour la plupart non parfaitement compris. Les études se poursuivent actuellement à partir de l'analyse même des échantillons Apollo et aussi à partir d'autres moyens d'investigation, tels que ceux utilisant des méthodes de télédétection. Mais ceci est un autre chapitre de l'exploration de la Lune...

Maintenant que vous avez lu cet article, je vous propose d'aller admirer 15499,10 à la Cité de l'Espace... Placez vous devant lui, observez le bien, et si comme moi vous avez pour habitude de souvent regarder la Lune briller dans le ciel, dites vous que vous venez de faire un sacré bond en avant ! Face à cet échantillon, vous éprouverez sûrement des sentiments divers. Pour ma part, lorsque je suis face à un échantillon lunaire, j'ai toujours un sentiment partagé, car au delà de tout ce qu'il évoque sur le plan scientifique et qu'il m'est permis d'appréhender de par ma formation de "géologue lunaire", il évoque aussi une grande part de mystère et de rêve. Un échantillon lunaire impose toujours un profond respect, à la fois pour les hommes qui ont décidé d'aller le chercher, pour ceux qui ont rendu possible les expéditions lunaires, pour tous les astronautes qui ont marché sur la Lune, et pour la Lune elle même...

Remerciements:

Mes remerciements aux personnes suivantes pour leurs informations précieuses et la documentation qu'elles m'ont fourni lors de mon passage au JSC en Mars 1998: le Dr. Gary E. Lofgren, conservateur des échantillons lunaires de la "Planetary Science Branch" au JSC à Houston, ainsi que Mr. Boyd E. Mounce, directeur du "NASA Lunar Sample Display Program" du "Public Affairs Office" (PAO), au JSC à Houston. Merci également à Nancy McCollum du Space Center Museum de Houston.

Notes

1. Roches magmatiques (on dit aussi roches ignées): roches résultant de la cristallisation d'un magma. Cette cristallisation peut s'opérer soit en profondeur, conduisant à la formation de roches dites plutoniques (ou intrusives), dont l'exemple type est le garnite, soit en surface, conduisant à la formation de roches dites volcaniques (ou extrusives), dont l'exemple type est le basalte.
2. Si l'on imagine une roche originelle à la surface de la Lune, cette dernière sera peu à peu fragmentée en éléments de plus en plus fins, ceci sous l'action du bombardement météoritique. Ces fragments de roches, minéraux et les poussières sont aussi "recollés" entre eux par les produits de fusion (des verres) générés lors des impacts. Le jeu répété de ces "cassages" et "recollages" produit à la surface de la Lune un couche meuble formée d'éléments plus ou moins grossiers que l'on appelle le régolithe lunaire (parfois appellé improprement le sol lunaire). L'épaisseur du régolithe est variable d'un endroit de la Lune à l'autre, mais en moyenne, cette dernière est de 5 mètres.
3. L'éjecta correspond à l'ensemble des matériaux éjectés de la cible et redéposés aux alentours lors de la formation d'un cratère d'impact. Au point de vue composition, l'éjecta est un mélange plus ou moins homogène des matériaux existants au niveau de la cible. Au point de vue texture, il est constitué d'éléments qui vont du matériau solide restant quasiment intact suite à l'éjection, à du matériau complètement fondu par la chaleur générée au moment de l'impact.

Références: