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CHAPITRE 2

Les météorites

 

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Plan

 

 D- Les chondrites, météorites non différenciées

L’épisode de différenciation que nous retracions plus avant est en fait déjà le second phénomène qui affecte notre système solaire encore tout jeune. Il se situe en effet nécessairement après celui de la condensation de la nébuleuse solaire en une multitude de corps minuscules rendus plus ou moins massifs par accrétion. L’étude des chondrites va maintenant nous permettre d’accéder à cet épisode précoce de notre histoire.

Rappelons que si elles proviennent bien elles-aussi de la ceinture d’astéroïdes, les chondrites s'opposent au reste des météorites (achondrites) par leur texture juxtaposant des chondres chauds dans une matrice froide mais aussi par leur composition voisine de celle du Soleil et que seule la composition en éléments volatils des chondrites diffère significativement de celle du soleil (fig. 6c). L’ensemble de ces caractéristiques, auxquelles s’ajoute l’existence de chondrite ayant subi un début de fractionnement (les achondrites primitives) conduit nécessairement à penser que les chondrites sont des objets restés en marge de l’évolution du système depuis leur formation, en particulier lors de la différenciation des corps massifs du système. Seules les comètes que nous verrons plus loin sont probablement encore moins évoluées.

 1- Les chondrites sont des objets apparus très tôt dans l'effondrement gravitaire de la nébuleuse.

Les chondrites sont toutes datées à 4.55 G. a. ± 0.1 par méthode Rb-Sr. C’est donc dire qu’elles ont à peu près l’âge du système lui-même. Parmi elles, les chondrites carbonées, en particulier celles dites de type CI (I pour Iruna, Tanzanie), sont considérées comme les objets les plus primitifs que nous ayons échantillonnés dans le système solaire. La météorite du Lac Tagish, (Canada, 2000), celle d’Allende (Pueblito de Allende, Mexique, 1969) ainsi que celle d’Orgueil (France, fin XIX°) sont parmi les plus primitives jamais trouvées, et celle du lac Tagish contient des poussières interstellaires et des composés organiques semble-t-il plus vieux que le Soleil !  Les CAIs sont légèrement plus âgés que les chondres, respectivement  4.567 GA environ (+- 1Ma)  contre 4.564 environ (+- 1Ma).

Pour HC Connolly et R. H. Hewins (1995), cette période très mouvementée de création de notre étoile n’a duré en fait qu’un laps de temps extrêmement court. La première preuve nous en fut donnée en 1976, par l’étude des isotopes du Magnésium des minéraux de la chondrite CI d’Allende (Mexique). Les observations sont les suivantes :

1-    le rapport 26Mg / 25Mg y est anormalement élevé par rapport à celui des autres matériaux connus (même très anciens) ;

2-    cet excès du rapport des 2 isotopes du Mg est corrélé à la teneur en 27Al de ces minéraux.

Les deux isotopes 25Mg et 27Al sont stables, et donc leurs quantités n’ont pas varié depuis le stade initial, c. à d. depuis la constitution du nuage de gaz proto-solaire.

Par contre, 26Al est un isotope instable, et il donne du 26Mg par désintégration b;  ( 26Al ® 26Mg + b)

Donc, avec le temps, et tant qu’il restera du 26Al, le rapport 26Mg / 25Mg sera croissant. Bien évidemment, cet accroissement est d’autant plus fort que la teneur initiale en 26Al est importante. Par conséquent, on peut affirmer[1] que, quelle qu’ait été la valeur du rapport initial des deux isotopes de l’Aluminium 26Al et 27Al dans la nébuleuse, plus il entrait d’ 27Al (stable) dans un minéral de notre chondrite en train de se former, plus il y entrait aussi de 26Al (radiogénique), et donc plus le rapport 26Mg/25Mg était susceptible d’évoluer à la hausse ensuite. Inversement, la corrélation positive observée de nos jours entre ce rapport 26Mg/25Mg et la quantité de 27Al (inchangée depuis le départ) démontre que lorsque les minéraux de la chondrite d’Allende se sont formés, il existait encore du 26Al (Voir détail des explications). L’extraordinaire dans cette découverte réside dans le fait que la période de 26Al, extrêmement courte (cf. chapitre 2, l =740 000 ans), impose que les minéraux des chondrites de type Allende aient été formés très tôt, à peine 10 millions d’années après l’explosion de la Nova qui ensemença notre nuage en 26Al. Outre le fait que d’autres radionucléides éteints (53Mn, 60Fe, 129I, 146Sm, 182Hf, 244Pu) sont venus depuis conforter ce modèle d’effondrement–expulsion suivis d’un refroidissement rapide, il semble que le 41Ca (l = 100 000 ans !) soit en passe d’imposer des contraintes de temps encore plus drastiques. Cela impose aussi des contraintes de distance nécessairement courte entre la Nova qui donne naissance à ces isotopes à vie courte et le gaz proto-solaire, qui fut suffisamment pollué pour porter la trace de radioéléments encore vivants juste après son effondrement.

Ces cailloux exceptionnels nous invitent clairement à faire un petit retour en arrière, sur l'épisode de contraction de la nébuleuse proto-solaire et sa condensation, allons-y.

Rappelons tout d’abord que depuis son allumage, notre Soleil reste bloqué au stade étoile ordinaire, et que tant qu’il lui restera de l’Hydrogène à brûler en Hélium, et il ne produira rien d’autre que cet Hélium. Ce n’est qu’à ce stade que son effondrement gravitaire pourra reprendre vers de plus hautes pressions et de plus hautes températures, jusqu’au stade de Géante Rouge. Il ne dépassera d’ailleurs pas ce stade, sa masse étant trop faible. Il ne peut donc être le père des éléments lourds qu’il contient actuellement. Seules les étoiles massives en fin de vie comme les géantes rouges, ou mieux encore les étoiles de type Nova (avec les étoiles Wolf-Rayet) sont capables de fabriquer des éléments lourds (Masse Atomique>Fe).

On observe aujourd’hui des nuages comparables à ce que fut certainement le nôtre ; ils ont une taille considérable (jusqu'à 200 A.L.) et une origine elle aussi indubitablement complexe. En outre, ils contiennent des grumeaux plus froids, et donc plus denses, que le nuage lui-même (10°K). Dans un tel gaz les éléments s’associent au moins partiellement en molécules, plus ou moins complexes (e.g. H2O = eau ; MgSiO3 = enstatite, un pyroxène). Herschel a été lancé en mai 2009 pour traquer l'origine des étoiles

Tout semble avoir commencé pour nous il y a 4.57 Ga, soit sous la pression même du gaz provenant de la Nova qui ensemença notre gaz en éléments lourds, soit lors de la traversée de notre nuage déjà ensemencé par un bras galactique (onde de densité), comme cela semble se passer de nos jours pour les étoiles jeunes dans la nébuleuse d'Orion (e.g. 4 étoiles très lumineuses in Fig. 12, nimbées de lumière réfléchie par la poussière qui les entourent encore).

Fig. 12: la Nébuleuse d'Orion, pouponnière d'étoiles, est une des plus brillantes du ciel ;

elle peut être observée à l'oeil nu dans un ciel sans pollution lumineuse.

Une telle onde de densité pourrait provoquer la fragmentation de ce nuage en globules, puis leur effondrement. L'un de ces grumeaux, que l’on nomme globules de Bok, aurait été la nébuleuse proto-solaire. Le passage du stade grumeau au stade étoile est encore très mal compris. Le confinement qui en résulte représente une augmentation de densité de 1020! La figure 13a en résume les principales étapes:

Fig. 13a : schéma de formation d’une étoile ;

au sein du nuage en rotation a) se créé un globule et que se créé un disque équatorial b)

 puis la contraction provoque une ejection de matière en région polaire c).

Les jets bipolaires ont des vitesses d’évasion de l’ordre de 100 à 200 km/s d) ;

Les objets de Herbig-Haro sont des nébulosités qui diffusent la lumière de l’étoile, elle m^me cachée par le disque d’accrétion.

Peu après création du globule, son effondrement commence. La chaleur du nuage, son champ magnétique et sa vitesse s'y opposent, et le scénario de contraction gravitaire serait bloqué à ce stade si l'étoile en formation ne pouvait expulser une grande quantité de son énergie  sous forme de jets polaires (Fig. 13b) confinés par le champ magnétique de l’étoile, qui éjectent ainsi de la matière à des vitesses considérables (quelques centaines à plus de 1000 Km s-1). qui s’effondre peu après création du globule, son effondrement commence. La chaleur du nuage, son champ magnétique et sa vitesse s'y opposent, et le scénario de contraction gravitaire serait bloqué à ce stade si l'étoile en formation ne pouvait expulser une grande quantité de son énergie, sous forme de jets bipolaires (Fig. 13b ; lien2, lien 3) confinés par le champ magnétique de l’étoile, qui éjectent ainsi de la matière à des vitesses considérables (quelques centaines à plus de 1000 Km s-1).

Fig. 13a: HH30, protoétoile en formation : l’étoile elle-même est invisible, elle est cachée par le disque circum stellaire.

Elle illumine ce dernier (en vert). Les deux jets, issus de la région centrale, sont nettement visibles en rouge.

Fig. 13b: Nébuleuse de l’œuf ;  le disque protostellaire (en bleu à gauche et en rouge à droite) masque l’étoile ;

observer les jets polaires, vus sous des angles différents à gauche et sur l’image rapprochée à droite

http://www.astrosurf.com/stog/Travaux-Recherches-%C9tudes/NGC2261/2261osj.htm

L'effondrement du globule en rotation provoque la concentration de la matière dans le plan équatorial et en son centre, où la pression s’accroît et provoque la condensation du gaz de la nébuleuse, et où la température s’accroît jusqu’à ce que s’allume la réaction nucléaire de l’Hydrogène en Hélium. L’énergie dégagée s’oppose dès lors à l’effondrement gravitaire, qui va rester bloqué durant toute cette étape de combustion tranquille, qui devrait durer 10 à 15Ga environ…

 2- Les chondrites sont le produit de la condensation de la nébuleuse.

L’opposition de nature entre les CAIs plus les chondres — constitués de silicates de haute Température plus diverses phases minérales dont certaines espèces (sulfures, nitrures entre autres) inconnues sur Terre et témoignent parfois d'un environnement extrêmement réducteur — et la matrice hydratée et carbonée donc restée froide, impliquent une naissance plus complexe que ce que pensaient certains, qui suggéraient que les chondrites carbonées étaient issues des comètes. Lors de la phase d’effondrement du nuage, jusqu’à l’allumage de l’étoile, il s’établit un gradient de densité et de température décroissant en allant vers la périphérie du nuage de gaz. Il s’établit donc un profil de température qui, selon Grossmann et Larimer (1974, fig. 14a), a guidé la condensation du gaz de la nébuleuse, en fonction du caractère plus ou moins réfractaire des éléments chimiques (Tableau 6). Il faut bien comprendre que ce gradient n’a rien de statique, et qu’au fur et à mesure de la condensation du gaz, des régions encore froides devenaient chaudes.

Fig. 14a : La séquence de condensation dans la nébuleuse proto-solaire, à P=10-4 Atm, d’après Grossman et Larimer 1974.

http://bibliotheque.clermont-universite.fr/sites/files/portail/documents/mercrediscience/Devouard1.pdf

Tableau 6 : classification des éléments chimiques:

  • Réfractaires Tc 1400 K     (T°condensation)>
  • Modérément réfractaires Tc~1300 K
  • Modérément volatiles 800 K<1200 K
  • Volatiles Tc< 800 K

Eléments lithophiles. Ce sont des éléments qui sont localisés préférentiellement dans les roches silicatées (manteau, croûtes) et qui n'ont aucune affinité pour le fer et ses alliages (noyau). Ils peuvent être réfractaires ou volatils. On peut distinguer :

  • Lithophiles réfractaires : Be, Al, Ca, Sc, Ti, V, Sr, Y, Nb, Ba, terres rares, Hf, Ta, Th, U
  • Lithophiles modérément réfractaires : Mg, Si, Cr
  • Lithophiles modérément volatiles : Li, B, Na, K, Mn, Rb, Cs…
  • Lithophiles volatiles : F, Cl, Br, I

Eléments sidérophiles. Ce sont des éléments qui ont une affinité pour la phase métallique et sont localisés préférentiellement dans le noyau. Ils peuvent être réfractaires ou volatils. Ainsi on peut distinguer :

  • Sidérophiles réfractaires : Mo, Ru, Rh, W, Re, Os, Ir, Pt
  • Sidérophiles modérément réfractaires : Fe, Co, Ni, Pd
  • Sidérophiles modérément volatiles : P, Cu, Ga, Ge, As, Ag, Sb , Au
  • Sidérophiles volatiles : Tl, Bi

Eléments chalcophiles. Ce sont des éléments qui ont un comportement comme le soufre. Ils sont très volatils. ..........................

  • Chalcophiles volatiles : S, Se, Cd, In, Sn, Te, Hg, Pb

Eléments atmophiles. Ce sont des éléments très volatils qui se retrouvent préférentiellement dans l'atmosphère et l'océan.

  • H, He, C, N, O, Ne, Ar, Kr, Xe

 

L’augmentation de température du système a dû s’arrêter avec l'arrêt de l'effondrement du Soleil, c’est à dire lorsque les réactions nucléaires se sont allumées, et le système a pu commencer à se refroidir. Avec le refroidissement du système solaire, un point situé à une distance donnée du soleil voit alors la séquence progresser dans le temps de la gauche vers la droite. A la fin du processus, on distingue deux régions :

1 -   Dans le voisinage chaud du soleil, seuls les éléments ou molécules les plus réfractaires peuvent se condenser en poussières solides. Les autres éléments ou molécules y sont bien présents, mais restent à l’état gazeux ; avec la distance au soleil nous rencontrons d’abord le domaine des oxydes réfractaires de Ca, Al, Ti, puis celui des métaux (e.g. Fe et Fe-Ni), puis celui des silicates ferromagnésiens (e.g. olivine –pyroxène), pour voir enfin à T<600K la molécule OH se condenser avec les silicates (pour former des amphiboles par exemple). Nous sommes dans le champ du fer et des silicates (tableau 7 site ENS Lyon);

2 -   Loin du Soleil, en dessous de 175K, les éléments ou molécules plus volatils se condensent à leur tour, et l’on pénètre dans de monde de la glace d’eau et des hydrates d’ammoniac ou de méthane (tableau 7). Les silicates et le fer sont encore présents, mais se couvrent d'un givre glacé, donnant un mélange fer-silicates-glaces baignant dans un mélange gazeux fait d’Hydrogène et d’Hélium. Notons que la température n'est jamais assez basse pour que l’Hydrogène et l’Hélium se condensent.

On situe la limite entre ces deux domaines au niveau de la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter (environ 750 millions de km du centre du nuage, Fig. 14b), car c’est d’ici que viennent les chondrites, dont on sait qu’elles contiennent une matrice riche en volatils parfois carbonée et même riche en eau, et l’on constate en outre qu’en deçà de cette limite, la phase de condensation-accrétion a mené aux planètes telluriques, alors qu’au-delà elle s’est traduite par la formation des planètes gazeuses.

Selon ce schéma de condensation, les CAIs se seraient donc formés au-dessus de 1500K et les chondres apparaissent comme des condensats à peine moins chauds (ils se formeraient vers 1300K). Ils sont donc anormalement chaud vis-à-vis de la matrice froide qui fut capable de condenser des volatils. Il faut donc imaginer qu’ils se sont formés au voisinage du Soleil, dans les mêmes régions que les planètes telluriques, au sein du disque de matière en cours d’accrétion, dans lequel les planètes vont bientôt apparaître. La présence de chondres à inclusions de réfractaires Al-Ca dans certaines chondrites laisse même à penser que leur condensation pourrait avoir eu lieu très près du Soleil, comme pour les CAIs, à l’intérieur de l’orbite de la future Mercure. Il faut donc ensuite transporter ces condensats chauds vers des régions plus éloignées et froides, dans le champ des glaces. Durant la phase d’accrétion planétaire, le champ de gravité des planètes s’est accru, et les corps massifs ont pu agir très tôt vis à vis des nombreux projectiles légers croisant dans leur environnement comme des frondes[1].

 

Il faut bien comprendre que ce gradient n’a rien de statique, et qu’au fur et à mesure de la condensation du gaz, des régions encore froides devenaient chaudes. L’augmentation de température du système a dû s’arrêter avec l'arrêt de l'effondrement du Soleil, c’est à dire lorsque les réactions nucléaires se sont allumées, et le système a pu commencer à se refroidir. Avec le refroidissement du système solaire, un point situé à une distance donnée du soleil voit alors la séquence progresser dans le temps de la gauche vers la droite dans les figures 14 :

Fig14b: la séquence de condensation : à une distance correspond une température et donc différents types de corps formés lors du refroidissement

A la fin du processus, on distingue deux régions :

1-    Dans le voisinage chaud du soleil, seuls les éléments ou molécules les plus réfractaires peuvent se condenser en poussières solides. Les autres éléments ou molécules y sont bien présents, mais restent à l’état gazeux ; avec la distance au soleil nous rencontrons d’abord le domaine des oxydes réfractaires de Ca, Al, Ti, puis celui des métaux (e.g. Fe et Fe-Ni), puis celui des silicates ferro-magnésiens (e.g. olivine –pyroxène), pour voir enfin à T<600°K la molécule OH se condenser avec les silicates (pour former des amphiboles par exemple). Nous sommes dans le champ du fer et des silicates (tableau 7).;

2-    Loin du Soleil, en dessous de 175°K, les éléments ou molécules plus volatils se condensent à leur tour, et l’on pénètre dans de monde de la glace d’eau et des hydrates d’ammoniac ou de méthane (tableau 7). Les silicates et le fer sont encore présents, mais se couvrent d'un givre glacé, donnant un mélange fer-silicates-glaces baignant dans un mélange gazeux fait d’Hydrogène et d’Hélium. Notons que la température n'est jamais assez basse pour que l’Hydrogène et l’Hélium se condensent.

 Tableau 7 : Série de condensation à l’équilibre d’un gaz de composition solaire ; à T° donnée ( ou à une distance donnée du centre de la nébuleuse), tout ce qui est au dessous de la température est solide, tout ce qui est en dessus est gazeux. Tiré site html ENS Lyon

°K

Chimie des condensats

 

1 600 °K

Condensation des oxydes réfractaires (CaO, Al2O3, oxydes de titane, zirconium)

Champ du Fer

1 300 °K

Condensation de l’alliage Fer-Nickel

1 200 à 490 °K

Condensation de l’enstatite MgSiO3, et réaction avec FeO pour donner FexMg(1-x)SiO3

Champ des silicates

1 000 °K

Na réagit avec Al2O3 et les silicates pour former Feldspaths et minéraux alcalins

550 à 425 °K

H2O se combine aux minéraux CaMgFe (amphibole, serpentine)

175 °K

La vapeur d’eau se condense en glace

Champ des glaces

150 °K

NH3 gazeux réagit avec la glace et forme un hydrate solide (NH3,H2O)

120 °K

CH4 gazeux réagit avec la glace et forme un hydrate solide (CH4,H2O)

< 120 °K

Condensation des derniers gaz résiduels (Ar, N2)

< 20°K

Condensation de l'H et l'He (n'arrivent jamais dans la nature)

 

 

On situe la limite entre ces deux domaines au niveau de la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter (environ 750 millions de km du centre du nuage, Fig. 14b), car c’est d’ici que viennent les chondrites, dont on sait qu’elles contiennent une matrice riche en volatils parfois carbonée et même riche en eau, et l’on constate en outre qu’en deçà de cette limite, la phase de condensation-accrétion a mené aux planètes telluriques, alors qu’au-delà elle s’est traduite par la formation des planètes gazeuses.

Néanmoins, il ne s’agit là que d’un des scénarios possibles, et la formation des chondres garde encore largement son mystère Le fait que ces fameuses gouttelettes résulte d’une fusion reste très surprenant pour des condensats, car sous les basses pressions qui règnent dans une nébuleuse, la phase liquide ne devrait pas exister. Sont-ils formés en un instant lors de chocs entre planètésimaux ? volcanisme d’astéroïdes ? Condensation chaude ? aucune de ces hypothèses ne répond à l’ensemble des questions posées par ces microbilles (texture, composition). Nombre de chercheurs tendent alors à penser que leur formation résulte d’un chauffage transitoire et rapide, au sein de la nébuleuse, dans un environnement ne dépassant pas les 650°K ; collision des petits cors métriques ? chauffage par friction entre grains de poussière durant l’effondrement ? flashs magnétiques provenant du Soleil ou re-connexion des lignes du champ solaire qui s’allume à un champ externe ? souffle de chaleur accompagnant le vent solaire très fort de la phase T-Tauri[3] ? un quelconque phénomène encore entièrement inconnu ? les possibles sont nombreux…. L’histoire des chondrites s’arrête au stade accrétion ; elle est seulement suivie (Fig.15) de la fragmentation des petits cailloux ainsi formés dans la ceinture d’Astéroïdes, que le hasard des changements de trajectoire propulsera peut-être vers la Terre.

meteorites non diff

Fig. 15: formation des chondrites

Ce modèle de condensation permet aussi de mieux comprendre la composition chimique des planètes géantes. Au-delà de la ceinture d’astéroïdes, la glace d’eau pouvait se condenser ; or l’hydrogène et l’oxygène sont deux des éléments les plus abondants dans le gaz nébulaire, et de ce fait, la glace d’eau devenait dominante dans cette région. Ces poussières de glace riches en ammoniac et hydrocarbures s'agglomèrent pour former des gros corps glacés (constitués de glace à 60 %), dans un environnement froid, qui acquirent alors une gravité suffisante pour retenir l'hydrogène et l'hélium de la nébuleuse dans leur atmosphère. Quatre corps faits de fer, silicate et surtout glaces (les noyaux des futurs Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) se sont ainsi entourés d'une énorme masse de gaz, devenant de ce fait les 4 planètes géantes. Dans leur voisinage, des corps glacés trop petits pour capturer et retenir une atmosphère sont devenus des satellites de glace, excepté les satellites les plus internes de Jupiter, comme Io (purement ferro-silicatés) et Europe (corps ferro-silicaté recouvert seulement d’une centaine de km d'eau), situés dans les corps à densité>2.7 (cf. introduction Fig.3, première séquence des densités). Peut-être la masse exceptionnelle de Jupiter a-elle reproduit dans son voisinage les conditions de hautes pressions et hautes températures que l’on retrouve à proximité du soleil ?. Ceci expliquerait pourquoi les satellites les plus externes de Jupiter sont des satellites de glace, comme Ganymède et Callisto (séquence des densités moyennes). Peut-être les marées de Jupiter sur ses satellites proximaux (comme Io) sont-elles trop fortes, et dégagent-elles trop de chaleur pour que de la glace y subsiste ? Ganymède et Callisto, peu chauffés, auraient gardé l'intégralité de leur glace ?

Au-delà de Neptune, la densité des agglomérats de matière est semble-il toujours restée trop faible pour permettre la constitution d'un objet de type planète gazeuse. La ceinture d’Edgeworth-Kuiper serait le résultat de l'étape de condensation froide de cette région, et ses corps les plus gros résulteraient de cette agglomération protoplanétaire « avortée ». Dans un tel schéma, Pluton et son satellite Charon ne constituent que des avatars excentriques issus de cette ceinture.

 3- Vers une contribution de plusieurs étoile à la cimie de notre Soleil.

 

Ce modèle de condensation – accrétion suppose, au moins en première approximation, que le gaz nébulaire initial était homogène. Toutefois, en y regardant de très près, R. N. Clayton, L. Grossman et T.K. Mayeda ont observé en 1973 dans les inclusions riches en éléments réfractaires (Al, Ca et Ti) de la chondrite carbonée Allende que la diversité de composition chimique des chondrules des chondrites est non négligeable. Ainsi, leur analyse isotopique a mis en évidence des hétérogénéités de composition :

1-    la composition isotopique en 50Ti des chondres de la population des chondrites est hétérogène ; en première hypothèse, cette variabilité pourrait refléter un processus de fractionnement hélio-centré très précoce au sein de la nébuleuse pré-planètaire, et en seconde hypothèse, elle pourrait refléter la contribution de plusieurs étoiles différentes dans la constitution du nuage de gaz proto-solaire ; le choix resterait ouvert si les rapports entre les isotopes de l'oxygène des chondrites (16O, 17O et 18O) ne venaient confirmer la contribution de deux nébuleuses dans le nuage proto-solaire (cf. point suivant)

2-    la répartition des rapports d17O/16O et d 18O/16O est différente chez les chondrites de celle que l’on trouve tant dans les océans que dans les roches terrestres, comme le montre le diagramme d17O/16O versus d18O/16O (fig. 16, d’après Rubin 2000).

Fig. 16 : a) Contenu isotopique des chondrites hérité d’un mélange de nébuleuses ; ordonnées d17O (°/°°), abscisse d18O (°/°°)  b) agrandissement du carré jaune

Ce second point est complexe et nécessite un développement. L’oxygène est l’élément condensé le plus abondant du système solaire. Par conséquent les anomalies isotopiques qu’il présente doivent révéler de phénomènes majeurs. Dans le diagramme de la figure 16, où l’eau des océans est prise en référence (en X, d17O/16O=0 ; en Y d18O/16O=0, cf. § 2.C.2), les roches terrestres, les météorites achondrites plus les matériaux lunaires sont tous distribués sur une même droite. Cela suggère que tous ces objets sont hérités d’un système qui fut initialement homogène, et qu’aucune des modifications, réactions et transformations qui ont pu se produire ensuite n’ont été capable de modifier le rapport 17O/16O indépendamment du rapport 18O/16O. Cela est généralement admis comme vrai car les réactions chimiques respectent la conservation de la masse, et donc tous les phénomènes chimiques que le système solaire a connus en 4.57 Ga., s’ils ont pu altérer ces 2 rapports isotopiques (e.g. différentiation des roches terrestres), l’on sans doute fait en conservant la proportionnalité des masses atomiques des isotopes (cf. § 2.C.2).

Par conséquent, on admet que si un processus chimique a provoqué une modification du rapport initial 17O/16O en l’accroissant par exemple de une unité (d17O/16O=1), il aura produit corrélativement une augmentation du rapport 18O/16O de 2 unités (d17O/16O=2), car la différence de masse 18O-16O est deux fois plus grande que celle de 17O-16O. La droite reliant des échantillons ayant subi de tels processus dans figure 16 est donc logiquement de pente ½, c’est le cas des matériaux du couple Terre Lune. Conformément à cette hypothèse, la pente de la droite de corrélation dans le diagramme de la figure 16 est de 0.52. 

Or on constate aussi dans la figure 16 que les rapports des minéraux des échantillons de chondrites[2] ne se distribuent pas sur cette droite, et en particulier que les CAIs et les chondrites carbonées constituent une autre droite, de pente 1, qui, dans notre hypothèse, ne peut être obtenue à partir du même système initial par de simples réactions chimiques. La droite de pente 1 fut alors interprétée comme un mélange entre deux réservoirs, dont l’un avait la même composition isotopique que l’oxygène du système solaire, et l’autre correspondait à une composante de 16O pur (jusqu’à 5 p.100 en 16O pur dans certains minéraux des inclusions réfractaires). Une origine extérieure au système solaire des anomalies en 16O paraissait donc l’explication la plus vraisemblable, et fut attribuée à des processus nucléaires de combustion explosive dans une supernova. On pensait enfin démontré que des phases minérales dans les inclusions réfractaires des chondrites carbonées contenaient des fractions qui n’avaient pas été homogénéisées avec l’oxygène solaire.

Mais il n’en était rien. En 2005, la composition isotopique de l'oxygène présent dans le Soleil était analysée au CRPG de Nancy dans un fragment du sol lunaire prélevé par Apollo 17 (en 1972), et le Soleil a une signature isotopique de CAI…

En premier lieu on peut affirmer avec G. J. Taylor (2011) que les CAIs se sont donc bien formés au voisinage du Soleil, à l’intérieur de l’orbite actuelle de Mercure, dans la zone la plus chaude. On sait maintenant que chaque inclusion de CAI présente un enrichissement particulier en 16O et donc reflète des conditions particulières de condensation. Dans cette région la quantité d’16O était plus abondante qu’en périphérie du nuage et sans doute graduellement décroissante. Les CAIs y auraient été produits par une irradiation du CO provoquée par les UV très durs du Soleil en phase T-Tauri, d’autant plus forte que la condensation se produisait à proximité du Soleil. On observe en effet au sein des nuages moléculaires interstellaires que les UV sont capables de dissocier préférentiellement le CO constitué avec de l’17O ou avec de l’18O, plus que celui fabriqué avec de l’16O. La raison en est que les UV susceptibles de dissocier le CO fait avec l’16O sont en en fait incapables de traverser le nuage moléculaire. Ainsi, les oxygènes 18O et 17O, séparés du C, sont libres de se recombiner avec de l’hydrogène, fabriquant alors de la glace enrichie en 17O et en 18O. On appelle ce processus “self-shielding” car il crée un écran auto-protecteur du CO constitué d’16O dans le disque en cours d’accrétion autour de l’étoile, augmentant ainsi considérablement la fraction 16O dans le CO par rapport à l’eau. On retrouverait alors cette eau enrichie en isotopes lourd condensée plus tard dans les matériaux planétaires.

On a pu en outre observer que certaines bordures de CAIs présentent un rapport isotopique plus proche des matériaux terrestre. Cela suggère que les CAIs ont dû quitter rapidement leur région initiale de formation. Inversement, certaines franges extrêmes de CAIs sont  plus riches en 16O, témoignant sans doute d’un retour vers le Soleil ?

Par ailleurs, en étudiant non plus la population des chondrites mais les chondrites une à une, H.C. Conolly (1995) a montré qu’au sein même de chaque chondrite étudiée, le 54Cr semble présenter des hétérogénéités isotopiques d'une espèce minérale à l'autre. Cet élément (du groupe du fer réputé très stable) est formé par nucléosynthèse dans les étoiles massives lorsque qu'elles atteignent la fin de leur vie, Nova et en particulier Wolf‑Rayet. Comme pour chaque élément, chaque étoile massive, où a lieu la nucléosynthèse du Chrome, est caractérisée par un flux de neutrons qui lui est propre, et l'on peut penser en corollaire qu'elle possède sa signature isotopique, en fabriquant des isotopes riches en neutrons d'un élément dans des proportions spécifiques; ceux du Chrome montrent que deux cas peuvent alors se produire, (Fig. 17) :

Fig. 17: hétérogénéité isotopique des chondrites héritée de la nucléosynthèse

1 -  A gauche, les produits de la nucléosynthèse de chaque étoile condensent (clairs condensat étoile 1, sombre condensat étoile 2) en espèces minérales différentes (à gauche, carrés et triangles), et donc après mélange des condensats chaque espèce minérale de la chondrite (parent body) possédera sa signature isotopique, c'est ce que semble montrer 54 Cr;

2 -  A droite, les produits de la nucléosynthèse de chaque étoile condensent en espèces minérales identiques, et donc, au sein de chaque espèce minérale dans la chondrite, il devrait exister des sous-populations qui posséderaient leur signature isotopique?

À ce point, une remarque importante doit être faite. Des expériences réalisées en 1983 simulant la haute atmosphère avaient montré que dans la production d’échantillons d’ozone par décharges électriques dans de l’oxygène neutre, on obtient dans le diagramme d17O/16O vs d18O/16O une droite de pente égale à 1. Dans le fractionnement isotopique (chp2.C.2), nous n’avons pas abordé l’effet de symétrie moléculaire sur le fractionnement des molécules isotopiques. Or on a découvert que, dans certains cas, le fractionnement de 18O/16O est égal à celui de 17O/16O et non le double comme prévu par les différences de masse. Pourquoi et comment ? Si le comment est encore inconnu, il semble que le pourquoi réside dans la symétrie des molécules impliquées. On observe ainsi actuellement dans la fabrication de l’Ozone O3, dans la haute atmosphère terrestre sous l’effet des UV courts venus du Soleil (cf. Chp. 5.B.2.a, cycle de Chapman), qu’il n’y a de fractionnement entre les deux molécules symétriques d’O3, 54O3 = 18O18O18O et 48O3 = 16O16O16O, alors que la molécule asymétrique 51O3=18O17O16Oest enrichie 200 fois. Un fractionnement isotopique indépendant de la masse est donc possible au cours d’une réaction, dans des conditions particulières de champ électromagnétique élevé en tout cas. Les anomalies isotopiques de l’oxygène ont pu être produites dans la nébuleuse protosolaire par les rayonnements des radionucléides à vie courte, par les rayons ultraviolets, ou encore par les décharges électriques ionisantes produites sous l’action de champs magnétiques intenses. Une telle explication des anomalies isotopiques de l’oxygène modifie radicalement le scénario d’une origine extérieure au système solaire de la composante 16O. D’autres expériences, sur d’autres isotopes, ont aussi conduit à des hypothèses d’origines nucléosynthétiques situées dans la nébuleuse protosolaire. Encore récemment, il a été découvert du 10Be dans la météorite Allende. Les chercheurs affirment que cet isotope radioactif du Béryllium n'a pu être produit que par des collisions entre des noyaux d'hydrogène ou d'hélium accélérés à de très hautes énergies, alors que le Soleil encore très jeune émettait un rayonnement nucléaire intense.

Certaines chondrites contiennent même des phases ou des grains, dont l’âge apparaît «pré solaire», et qui portent les signatures indubitables ( ?) de processus nucléosynthétiques qui se sont produits dans divers types d’étoiles. Ces phases ont-elles été formées dans l'environnement de diverses étoiles avant la naissance du soleil ? Quelques-unes de ces phases dites pré solaires sont bien identifiées: diamant, carbure de silicium, graphite, corindon (Al2O3). Faut-il conclure à la contribution des plusieurs étoiles ? À des nucléosynthèses dans le nuage protosolaire ? La suite reste à démontrer... En attendant, on peut proposer le schéma de production des chondrites suivant.

4 - Schéma de production des chondrites

Au premier stade aurait eu lieu la production des CAIs très tôt après l’ « allumage » du Soleil, dont les UV courts ont balayé la périphérie, modifiant les rapports isotopiques de l’oxygène des constituants les plus réfractaires

Juste après ce stade apparaît la production des chondres, silicatés, dans l’environnement encore très chaud du Soleil et jusqu’à une distance limite… se  situant aux environs de la ceinture d’astéroïdes, en gros dans la zone des planètes telluriques.

Des CAIs et chondres formés subissent dans un second temps une dispersion vers la périphérie du système (Fig. 18) sous la poussée du vent solaire très intense dans cette période d’étoile jeune. Ainsi, on observe des silicates jusque dans les objets les plus externes, les comètes que nous verrons plus loin. A cette époque, le disque de poussière continue son aplatissement et l’accrétion se poursuit. En zone interne elle donnera des planètes rocheuses dont le destin, passé une masse critique, était de se différentier. Au niveau de la ceinture d’astéroïde et au-delà les matériaux condensés à froid et restés froid ont donné naissance aux chondrites, mix de matériaux chauds et de matrice froide lorsque la taille des corps est restée petite, et aux planètes gazeuse différentiées lorsque la masse atteinte l’a permis.

Fig. 18 : schéma de production des chondrites

http://www.psrd.hawaii.edu/June11/traveling_CAI.html

 

 

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[1] Sachant que les phénomènes de cristallisation sont incapables de séparer des isotopes

[2] C’est probablement ainsi que l’énorme pesanteur des deux planètes géantes, Jupiter et Saturne ont pu faire le vide de tous les petits objets situés dans leur environnement, voir même peut-être Pluton( ?), et contribuer à enrichir la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort en corps glacés. Les planètes telluriques ont pu elles aussi renvoyer des condensats chauds vers des régions plus externes, mêlant ainsi condensats chauds ou très chauds venus de l’intérieur et matériel froid probablement condensé in situ. Certains de ces condensats mixtes se seraient trouvés piégés dans la ceinture d’astéroïdes, et auraient subi ici des débuts de différenciation menant à des achondrites primitives, des cailloux, des planètésimaux ou enfin des planètoïdes avortés, éventuellement différenciés puis fragmentés comme nous l’avons vu plus avant.

[3][3] Le vent stellaire de la phase précoce, dite T. Tauri (étoile T du Taureau) est très intense et a probablement expulsé vers l'extérieur du tout jeune système solaire les matériaux non encore condensés (gaz nébulaire, poussières ?), voire même probablement les atmosphères primaires des planètes rocheuses (cf. chapitre 5). Peut-être faut-il voir là aussi une des causes possibles de la distribution des masses volumiques moyennes des corps planétaires au sein du système solaire.

[4]Attention, le raisonnement est conduit ici sur les minéraux des chondrites, et na donc rien de commun avec celui que nous avons mené sur le rapport D/H de l’eau des chondrites carbonées hydratées (Chp2.A.1.a).