Évolution Temporelle du Champ Magnétique Lunaire

Cette partie de l'étude détaille l'acquisition de nouvelles données paléomagnétiques sur des échantillons lunaires Apollo. L'accent est mis sur l'utilisation d'échantillons de grande taille (masse moyenne de 500g, comparé aux moins de 1g utilisés habituellement), afin d'obtenir des mesures de l'aimantation rémanente naturelle (NRM) et de la susceptibilité magnétique plus représentatives et moins sujettes aux biais liés à l'hétérogénéité à petite échelle. Au total, 161 échantillons ont été analysés, dont 123 pour la NRM et 154 pour la susceptibilité magnétique. Les types de roches étudiés incluent des basaltes, anorthosites, norites et différents types de brèches (brèches de fusion d'impact, brèches dimictes et brèches de régolithe), provenant des sites d'alunissage des missions Apollo 11, 12, 14, 15, 16 et 17. Une comparaison des mesures de NRM sur des échantillons volumineux avec celles effectuées sur de petits sous-échantillons du même matériau révèle une absence de corrélation (R² = 0.08), soulignant l'importance d'utiliser des échantillons de masse significative pour des résultats fiables. La dispersion des mesures de NRM dans la littérature est également abordée, mettant en lumière l'hétérogénéité de la NRM à petite échelle, attribuée à des hétérogénéités lithologiques et à une distribution inégale du fer métallique, notamment dans les brèches. L'étude souligne l'impact potentiel de contaminations magnétiques lors de la préparation des petits échantillons ou de leur manipulation. Des facteurs supplémentaires comme le biais minéralogique, la contribution paramagnétique à la susceptibilité et l'absence de nettoyage magnétique des échantillons, pouvant introduire des aimantations secondaires, sont également discutés. Enfin, la relation entre la NRM et la susceptibilité magnétique est explorée comme un critère préliminaire pour sélectionner des échantillons pour des analyses plus approfondies de paléointensité.

Cette section aborde la problématique de la datation des échantillons lunaires afin de corréler les mesures paléomagnétiques avec le temps. L'acquisition de nouvelles données de paléointensité nécessite la connaissance de l'âge de l'enregistrement du champ magnétique par la roche. L'aimantation est portée par des minéraux ferromagnétiques, principalement la kamacite, la taénite et le fer métallique, avec des températures de blocage classiques de 780°C, 600°C et 765°C respectivement. Ces températures sont souvent inférieures aux températures de remise à zéro des chronomètres utilisés pour la datation (comme Ar/Ar). La durée des événements de surface (impacts, fusion) influe également sur la température nécessaire pour la remise à zéro du chronomètre, généralement autour de 600-700°C. Une réinitialisation de l'âge radiométrique implique souvent une réinitialisation de l'âge de l'aimantation, mais l'inverse n'est pas forcément vrai. La majorité des roches Apollo ont été datées dans les années 1970 principalement par K/Ar ou 40Ar/39Ar. Des âges moyens par lithologie et mission Apollo sont disponibles dans la littérature (Stöffler et al., 2006). De nouvelles datations par «ArTr» (argon piégé) pour des brèches de régolithe sont mentionnées (Fagan, 2014), utilisant le rapport 40Ar/36Ar comme indicateur de la fermeture du système. L'avantage de l'utilisation de l'argon réside dans sa diffusion facile hors des minéraux, permettant une remise à zéro plus facile du système lors d'un impact. D'autres méthodes de datation, comme Nd/Sm, U/Pb et Rb/Sr, fournissent plutôt l'âge de cristallisation de la roche (Turner et al., 1977) et sont considérées comme moins robustes en raison de leur imprécision et des techniques de mesure anciennes utilisées. Pour les brèches, les âges obtenus sur les zircons ou les clastes ne reflètent pas forcément l'âge de l'acquisition de l'aimantation. La datation par sonde laser (Mercer et al., 2015) avec ses analyses spatialement résolues, est présentée comme une méthode améliorée pour caractériser la chronologie complexe des roches, permettant de différencier les divers événements qu'elles ont subis, notamment dans les IMB (impact melt breccia).

L'étude porte sur l'analyse des anomalies magnétiques lunaires, se concentrant sur leur localisation et leur intensité. Il est constaté que la croûte lunaire n'est pas aimantée de manière homogène. Des variations de champ magnétique ont été enregistrées à la surface de la Lune par des satellites, notamment les missions Lunar Prospector et Kaguya. Des anomalies magnétiques intenses sont retrouvées dans certains bassins d'impact, comme Crisium, et à leurs antipodes (Imbrium, Serenitatis, Crisium, Orientale). Ces anomalies sont particulièrement prononcées sur la face cachée de la Lune, et leur intensité nécessite la présence de matériaux crustaux avec une aimantation rémanente naturelle (NRM) supérieure à celle de la plupart des échantillons Apollo connus. La corrélation spatiale entre ces anomalies et les antipodes des bassins d'impact les plus jeunes suggère un lien étroit entre les impacts et l'acquisition de l'aimantation. Les études antérieures ont révélé plusieurs anomalies magnétiques intenses, dont certaines sur la face cachée sud, demandant des matériaux crustaux avec une NRM plus élevée que presque tous les échantillons Apollo connus. Les cartes magnétiques globales de Lunar Prospector ont confirmé la taille et l'intensité uniques des anomalies de la face cachée sud et leur corrélation spatiale avec les antipodes de quatre, voire cinq, des huit bassins les plus jeunes. L'acquisition de données topographiques à haute résolution par l'altimètre laser Clementine a permis d'identifier davantage ces anomalies.

Plusieurs hypothèses sont explorées pour expliquer l'origine des anomalies magnétiques lunaires. Une première hypothèse suggère une augmentation transitoire du champ magnétique en surface après un impact, expliquant la présence d'anomalies magnétiques dans les bassins d'impact. Cependant, l'aimantation des roches ne peut être expliquée uniquement par les impacts, vu l'existence d'anomalies du même ordre de grandeur sans traces d'impact. Hood et Artemieva (2008) ont montré qu'un impact pouvait générer une augmentation transitoire du champ magnétique en surface. Une deuxième hypothèse met en avant la localisation des anomalies aux endroits prévus des éjectas et de la fusion d'impact provenant de l'impacteur SPA. L'avantage de cette proposition réside dans le fait que les impacteurs chondritiques typiques, beaucoup plus riches en fer, ont une aimantation thermorémanente (TRM) 100 et 10 000 fois plus élevée que celle des basaltes de mer et des roches feldspathiques primitives, respectivement. Le dépôt de couches relativement fines (quelques dizaines à quelques milliers de mètres d'épaisseur) de ce matériau devrait donc avoir fondamentalement amélioré les propriétés magnétiques à la surface. Les éjectas de SPA, ainsi que ceux d'impacts plus récents, pourraient également expliquer la plupart des autres anomalies crustales isolées. Cependant, aucune preuve n'a encore été identifiée indiquant qu'au moins la couche superficielle (supérieure à environ 30 cm) de la région de l'anomalie de la face cachée sud est anormalement riche en métal ferreux. Hood et Huang (1991) ont proposé qu'un grand impact puisse générer un nuage de plasma capable d'amplifier localement le champ magnétique ambiant à l'antipode de l'impact, permettant l'aimantation des roches par choc (SRM) après la convergence des ondes sismiques (Gattacceca et al., 2010a).

La détermination de la paléointensité du champ magnétique lunaire est un élément central de l'étude. L'acquisition de nouvelles données de paléointensités permet de retracer l'évolution du champ magnétique lunaire en fonction du temps, à condition de connaître l'âge de l'enregistrement magnétique par la roche. L'aimantation est portée par des minéraux ferromagnétiques, principalement la kamacite, la taénite et le fer métallique, chacun ayant une température de blocage spécifique (respectivement 780°C, 600°C et 765°C). Ces températures sont souvent inférieures aux températures de remise à zéro des chronomètres utilisés pour les datations (Ar/Ar, etc.). La durée des événements de surface (impacts, contact avec un magma) influence la température de remise à zéro, généralement entre 600 et 700°C. Une remise à zéro de l'âge radiométrique entraîne généralement une remise à zéro de l'âge de l'aimantation (McDougall et al., 1988), mais l'inverse n'est pas systématiquement vrai. La plupart des roches Apollo ont été datées dans les années 1970 (Turner et al., 1977), majoritairement par les méthodes K/Ar et 40Ar/39Ar, les plus courantes pour les roches lunaires. Des âges moyens par lithologie et mission Apollo ont été compilés (Stöffler et al., 2006). Fagan (2014) a apporté des âges supplémentaires pour les brèches de régolithe utilisant la méthode «ArTr» (argon piégé) et le rapport isotopique 40Ar/36Ar. L'argon est avantageux car il diffuse facilement, réinitialisant plus facilement le système que d'autres éléments, notamment lors d'un impact. D'autres méthodes (Nd/Sm, U/Pb, Rb/Sr) fournissent l'âge de cristallisation mais sont considérées comme moins précises (Turner et al., 1977). Pour les brèches, importantes pour comprendre les transitions magnétiques, l'âge des zircons ou clastes ne correspond pas forcément à l'âge d'acquisition de l'aimantation (Jessberger et al., 1974). La datation par sonde laser (Mercer et al., 2015) offre une meilleure résolution spatiale et permet de distinguer les différents événements subis par la roche, notamment dans les IMB (impact melt breccias), en se focalisant sur l'âge de la partie fondue.

La datation des roches lunaires est essentielle pour relier les mesures paléomagnétiques à une chronologie précise. L'étude utilise plusieurs méthodes de datation, mais souligne leurs limites. Les méthodes employées dans les années 1970, comme K/Ar et 40Ar/39Ar, bien que largement utilisées, peuvent manquer de précision par rapport aux techniques modernes. L'absence d'âge plateau dans les anciennes datations, contrairement aux méthodes 40Ar/39Ar modernes par step-heating, est mentionnée. L'utilisation de protocoles obsolètes ou d'instruments moins précis qu'aujourd'hui peut également affecter la fiabilité des résultats anciens. Un autre problème concerne l'interprétation de l'âge des brèches, qui représentent une part importante des échantillons lunaires et fournissent des informations sur des périodes moins connues de l'histoire magnétique lunaire (transition entre champ fort et champ faible, arrêt de la dynamo). Souvent, l'âge est déterminé à partir de zircons ou de clastes, indiquant l'âge de leur formation et non forcément l'âge d'acquisition de l'aimantation par la roche (Jessberger et al., 1974). Des méthodes comme la datation par sonde laser (Mercer et al., 2015) sont présentées comme des avancées permettant une meilleure caractérisation de la chronologie complexe des roches et la différenciation des divers événements qu'elles ont subis, particulièrement pour les IMB qui contiennent des veines de roche fondue. Dans ce cas, c'est l'âge de la partie fondue qui renseigne sur l'âge de l'acquisition de l'aimantation.

Cette section explore les modèles proposés pour expliquer la dynamo lunaire passée. L'origine de la dynamo lunaire est attribuée soit à des forces de flottabilité (convection thermique, ou thermo-solutale si un noyau interne en cristallisation est présent - Evans et al., 2017), soit à des forces d'inertie (agitation mécanique par impact - Le Bars et al., 2011, ou précession - Dwyer et al., 2011). Les simulations de dynamos conduites par convection, étudiées depuis Glatzmaier & Roberts (1995), avec des lois d'échelle validées pour extrapoler à des paramètres planétaires (Christensen et Aubert, 2006), montrent que ces dynamos sont trop faibles pour l'époque de champ fort, mais compatibles avec l'époque de champ faible (Evans et al., 2017). En revanche, les simulations de dynamos mécaniquement conduites étaient jusqu'alors rares (Tilgner, 2005; Reddy et al., 2018), empêchant des extrapolations fiables à la Lune. Les lois d'échelle des dynamos conduites par convection ont été tentées, donnant des champs trop faibles pour l'époque de champ fort (Dwyer et al., 2011; Le Bars et al., 2011). De nombreuses simulations de dynamos à précession ont été réalisées récemment dans des sphères creuses, confirmant que les lois d'échelle restent insaisissables (Cébron et al., soumis, https://arxiv.org/abs/1809.05330), empêchant toute prédiction du champ de surface lunaire primitif. Il est intéressant de noter que ces simulations présentent des dynamos fortement intermittentes, avec une énergie variant d'un facteur 10 à 100 sur 0,1 à 1 temps magnétique (le temps magnétique du noyau lunaire est d'environ 200 ans).

Cette partie décrit la confrontation entre les modèles de dynamo lunaire et l'ensemble de données paléomagnétiques accrues. Les modèles de génération de dynamo peuvent être confrontés à cet ensemble de données de paléointensité accru. Jusqu'à présent, l'origine de la dynamo lunaire a été attribuée à des forces de flottabilité ou d'inertie. Dans le premier cas, la dynamo est due à la convection thermique, ou à la convection thermo-solutale si un noyau interne en cristallisation est présent. Dans le second cas, elle est due à l'agitation mécanique par impact ou à la précession. L'étude indique que les dynamos conduites par convection sont compatibles avec l'époque de champ faible mais produisent des champs trop faibles pour l'époque de champ fort. Les simulations de dynamos mécaniquement conduites étaient rares, rendant les extrapolations difficiles. Des simulations récentes de dynamos à précession, réalisées dans des coques sphériques, confirment la difficulté de définir des lois d'échelle précises, rendant impossible la prédiction du champ de surface lunaire primitif. Ces simulations révèlent des dynamos fortement intermittentes, avec des variations d'énergie importantes. L'époque de champ faible est compatible avec les dynamos conduites par convection.

Les résultats de l'étude confirment la dichotomie entre une époque de champ fort et une époque de champ faible pour le champ magnétique lunaire. L'analyse paléomagnétique de 27 roches lunaires (50 échantillons Apollo et 2 météorites lunaires) a permis d'isoler une aimantation rémanente caractéristique (ChRM) stable dans 28 sous-échantillons. La détermination de la paléointensité (méthodes AF et thermiques) a fourni 10 estimations, et 6 autres échantillons ont seulement permis d'établir une limite supérieure. Ce nouvel ensemble de données confirme la dichotomie entre une époque de champ fort et une époque de champ faible plus récente. Cependant, l'étude suggère que l'époque de champ fort s'est terminée plus tard qu'estimé précédemment (après 2,9 Ga), et que la paléointensité moyenne durant cette période a pu être significativement plus faible (< 70 µT) et le champ plus variable. L'époque de champ faible, débutant au moins à 1,5 Ga, se caractérise par une paléointensité d'environ 1 µT et pourrait perdurer après 1 Ga. La transition entre la fin de la période de champ fort (après 2,9 Ga) et la période de champ faible (après 2 Ga) n'est pas enregistrée dans l'ensemble de données de paléointensité. Les météorites lunaires pourraient combler cette lacune. Des simulations récentes de dynamos montrent des dynamos fortement intermittentes, avec des variations d'énergie importantes. Cette époque de champ faible est compatible avec les dynamos conduites par convection.

L'étude met en avant l'importance d'utiliser des échantillons de grande taille pour l'analyse paléomagnétique. Les mesures d'aimantation rémanente naturelle (NRM) et de susceptibilité magnétique réalisées sur 161 roches Apollo (masse moyenne de 500 g) sont plus représentatives que les valeurs obtenues sur de petits échantillons (100 mg), qui surestiment les valeurs d'aimantation d'un facteur 3. Ces nouvelles données, plus précises, sont donc mieux adaptées pour interpréter les anomalies magnétiques lunaires. L'analyse de la susceptibilité magnétique montre une dépendance à la lithologie, les roches impactées étant plus magnétiques que les roches feldspathiques. Ceci confirme que les processus d'impact lunaire contrôlent la quantité de minéraux ferromagnétiques, avec un signal magnétique plus fort dû à l'incorporation de métal météoritique. Le rapport NRM/susceptibilité a permis de sélectionner des échantillons pour des analyses de paléointensité en laboratoire. De nouveaux échantillons lunaires (10016, 12010, 14305, 66035 et 15505), présentant des valeurs élevées de NRM/X et donc potentiellement des paléointensités importantes à différents âges, ont été demandés pour compléter l'étude.