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Manteau planétaire

couche d'un objet céleste différencié, comprise entre la croûte et le noyau

En planétologie, le manteau d'un objet céleste différencié est la couche comprise entre la croûte et le noyau. Cette définition se calque sur la structure interne de la Terre, qui est constituée d'un noyau métallique (fer), d'un manteau rocheux (silicates) et d'une croûte de composition variée. Cette même structuration s'applique aux autres planètes telluriques (Mercure, Vénus et Mars) et à la Lune[a], ainsi qu'à certains astéroïdes comme Vesta. D'anciens astéroïdes aujourd'hui fragmentés ont pu avoir la même structure.

On parle aussi de manteau pour les corps englacés comme Pluton et les satellites des planètes externes. Dans ce cas la croûte et le manteau sont formés de glaces[b] (H2O, CH4 et NH3 solides, principalement), tandis que le noyau est probablement constitué de roches silicatées, ou bien de fer et de silicates (mélangés ou séparés en deux couches). Certains des plus gros satellites des planètes externes ont une croûte rocheuse et un manteau silicaté.

Les planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) sont également structurées en plusieurs couches, mais le terme manteau n'a pas, dans leur cas, reçu de définition universellement acceptée.

Une première approche concernant l'existence, la nature et la taille du manteau d'un corps céleste est fournie par les valeurs de sa masse volumique moyenne et de son moment d'inertie principal, confrontées à la composition de la nébuleuse solaire et à ce qu'on comprend de la formation du Système solaire. Pour certains corps des contraintes supplémentaires sont apportées par l'analyse de roches (météorites, Mars, la Lune et bien sûr la Terre) et des études sismiques (la Terre, la Lune et bientôt Mars).

Manteau des planètes telluriques et de leurs satellitesModifier

MercureModifier

Le manteau de Mercure, certainement constitué de silicates, occupe une épaisseur d'environ 490 km et compte pour 28 % de sa masse.

VénusModifier

Le manteau de Vénus, certainement constitué de silicates, occupe une épaisseur d'environ 2 800 km et compte pour 70 % de sa masse.

La Terre et la LuneModifier

La TerreModifier

Article détaillé : Manteau terrestre.

Le manteau terrestre occupe une épaisseur de 2 900 km et compte pour 84 % du volume de la Terre, 67 % de sa masse. Les observations sismiques distinguent trois couches : le manteau supérieur (de 7−35 à 410 km de profondeur), la zone de transition (de 410 à 660 km) et le manteau inférieur (de 660 à 2 890 km).

Le manteau supérieur a la composition chimique et minéralogique d'une péridotite : une majorité d'olivine, du clinopyroxène, de l'orthopyroxène et un minéral alumineux (plagioclase, spinelle ou grenat selon la profondeur). Le manteau inférieur n'a pas une composition chimique très différente, mais ses minéraux ne sont pas les mêmes, en raison de la forte pression.

Le manteau terrestre est essentiellement solide, sauf en quelques endroits où une fusion partielle de ses roches produit un magma qui remonte vers la surface (volcanisme et plutonisme). Quoique solides, les roches de manteau sont capables de fluer sous l'effet de contraintes faibles mais maintenues pendant des millions d'années : c'est la convection mantellique, à l'origine de la tectonique des plaques et de la remontée de panaches (volcanisme de point chaud).

La LuneModifier

Le manteau lunaire, supposé provenir de la solidification d'un océan magmatique, est épais de 1 300–1 400 km. Il présente une discontinuité sismique à 500 km de profondeur, peut-être due à un changement de composition.

Constitué de silicates, le manteau lunaire a été la source des épanchements de basaltes qui forment les « mers ». Ses roches peuvent avoir été portées à l'affleurement à la faveur d'impacts violents, notamment dans la mer des Crises et au fond du bassin Aitkin situé au pôle sud, la formation la plus grande (2 500 km de diamètre) et la plus ancienne de la Lune. Les analyses spectrales de la sonde chinoise Chang'e 4 y montrent effectivement la présence en abondance d'olivine et de pyroxène pauvre en calcium, des minéraux attendus pour le manteau et qu'on ne retrouve pas ailleurs sur la Lune[1],[2].

MarsModifier

Le manteau de Mars occupe une épaisseur d'environ 1 600 km et compte pour 74 à 88 % de sa masse.

Il est certainement constitué de silicates, et sa composition pourrait être représentée par les chassignites, des météorites martiennes constituées d'un cumulat de cristaux d'olivine, entre lesquels on trouve de petits cristaux de pyroxène, de feldspath et d'oxydes.

Les deux satellites naturels, Phobos et Déimos, semblent non différenciés, donc sans manteau.

Manteau des astéroïdesModifier

Un certain nombre d'astéroïdes se sont, comme les planètes telluriques, différenciés en un noyau métallique, un manteau silicaté et une croûte. C'est notamment le cas de (4) Vesta, dont les météorites HED sont, selon toute vraisemblance, des échantillons de la croûte (eucrites) et du manteau (diogénites)[c].

D'anciens gros astéroïdes différenciés ont dû aussi être fragmentés, les fragments présentant à leur surface les roches d'un manteau ou d'un noyau. Ces fragments se retrouvent aujourd'hui parmi les astéroïdes de tailles petite et moyenne. Les roches de la surface des astéroïdes de type A présentent un spectre de réflexion caractéristique d'une forte proportion d'olivine (> 80 %). L'analyse détaillée du spectre d'une partie de ces astéroïdes indique que l'olivine d'environ 80 % d'entre eux serait magnésienne et donc typique du manteau des astéroïdes différenciés[3].

On ne connaît que 35 astéroïdes de type A parmi les plus de 100 000 astéroïdes observés par le Sloan Digital Sky Survey (SDSS)[4]. L'extrapolation aux zones et magnitudes inexplorées permet d'estimer à 600 le nombre total des astéroïdes de type A de diamètre supérieur à 2 km dans la ceinture principale, dont environ 480 différenciés et présentant en surface les roches d'un manteau[4].

La rareté des météorites riches en olivine magnésienne et des astéroïdes de type A (alors qu'on a repéré un grand nombre d'astéroïdes dont la surface est basaltique ou métallique) pose un problème identifié depuis des décennies[5], et dénommé le Missing Mantle Problem (« Problème des manteaux manquants ») ou la Great Dunite Shortage (« Grande pénurie de dunites »).

Manteau des satellites des planètes externesModifier

Trois des quatre satellites galiléens de Jupiter ont un manteau silicaté[d] :

  • le manteau de Io, épais d'environ 1 100 km, est recouvert d'une croûte volcanique ;
  • le manteau d'Europe, épais d'environ 1 165 km, est recouvert par environ 85 km de glace et peut-être d'eau liquide ;
  • le manteau de Ganymède, épais d'environ 1 315 km, est recouvert par environ 835 km de glace.

Titan (satellite de Saturne) et Triton (satellite de Neptune) ont chacun un manteau fait de glaces[b],[6],[7].

Notes et référencesModifier

NotesModifier

  1. Dans le cas de la Lune il y a bien une croûte et un manteau, mais peut-être pas de noyau, ou un noyau très réduit.
  2. a et b En planétologie, on désigne sous le nom de glaces (au pluriel en général, mais parfois aussi au singulier) les solides dont le point de fusion est inférieur à °C, et qui sont aussi transparents et peu résistants à la déformation : la glace ordinaire bien sûr, mais aussi les autres polymorphes de H2O ainsi que CO2, CH4 et NH3 solides, principalement.
  3. Le troisième type de météorites HED, les howardites, sont des brèches formées de différents morceaux semblables aux eucrites et aux diogénites.
  4. Le quatrième satellite galiléen, Callisto, n'est que partiellement différencié. La sonde Galileo a révélé qu'il pourrait avoir un petit noyau composé de silicates, ainsi qu'un océan d'eau liquide à plus de 100 km sous la surface.

RéférencesModifier

  1. (en) Patrick Pinet, « The Moon’s mantle unveiled », Nature, vol. 569,‎ , p. 338-339 (DOI 10.1038/d41586-019-01479-x).
  2. (en) Chunlai Li, Dawei Liu, Bin Liu, Xin Ren, Jianjun Liu et al., « Chang’E-4 initial spectroscopic identification of lunar far-side mantle-derived materials », Nature, vol. 569,‎ , p. 378-382 (DOI 10.1038/s41586-019-1189-0).
  3. (en) J. M. Sunshine, S. J. Bus, C. M. Corrigan, T. J. McCoy et T. H. Burbine, « Olivine-dominated asteroids and meteorites: distinguishing nebular and igneous histories », Meteoritics & Planetary Science (en), vol. 42, no 2,‎ , p. 155-170 (DOI 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00224.x).
  4. a et b (en) Francesca E. DeMeo, David Polishook, Benoît Carry, Brian J. Burt, Henry H. Hsiehe et al., « Olivine-dominated A-type asteroids in the main belt: Distribution, abundance and relation to families », Icarus, vol. 322,‎ , p. 13-30 (DOI 10.1016/j.icarus.2018.12.016).
  5. (en) C. R. Chapman, « Implications of the inferred compositions of asteroids for their collisional evolution », Memorie della Societa Astronomica Italiana, vol. 57,‎ , p. 103-114.
  6. (en) « Layers of Titan », sur NASA, (consulté le 12 mars 2019)
  7. (en) « Triton: In Depth », sur NASA (consulté le 12 mars 2019)