Medhi BEN.FADHEL, Cheikh CISSE, Alexandre PADET, Magali SAUTIER, Jean François TURON,

PROCESSUS NATURELS

Question:  En quoi l'étude des chondrites peut-elle nous servir à mieux comprendre notre terre ?

Question:  Météorites échantillons du système solaire?

Question:  L’origine de l’eau sur la Terre? 

Question:  ­­Quels sont les points communs et les différences entre la Terre et la Lune ?

Question: Comment les météorites nous renseignent-elles sur le passé du système solaire?

I.                   Météorites chondrites (non différenciées)

A.                Des chondres noyés dans une matrices

1.                 Les chondres 

2.                 La matrice

3.                 Les inclusions réfractaires

B.                La classification des chondrites est la suivante

C.                 Composition chimique et origine des chondrites

D.                Les météorites ultracarbonées (UCAMM)

II.              Météorites chondrites (non différenciées)

A.               Des chondres noyés dans une matrices

Les chondrites sont une agglomération de chondres scellés dans une matrice qui contient aussi des inclusions réfractaires.

1.                 Les chondres 

Ce sont des microbilles de forme sphérique (caractéristique des produits formés sans pesanteur) constitués de silicates de haute température, auxquels s’ajoutent d’autres minéraux dont beaucoup sont inconnus sur Terre (quelques sulfures et nitrures entre autres). Leur taille varie entre 0.01 et 10mm environ.

 File:Allende meteorite.jpg

Tranche d’un morceau de la chondrite carbonée Allende. 8 février 1969, presque 2 tonnes au moment de sa chute, avant fragmentation

http://fr.wikipedia.org/wiki/Chondrite

 

 

Dans cette image de la collection de l’ENS, en lumière naturelle et en lumière polarisée, on remarque d’abord la morphologie de ces microbilles. On note aussi qu’elles ont subi une histoire plus tardive que leur aglomération au sein d’une matrice, l’ensemble ayant été fracturé (certains chondres sont décalés par des microfailles). Enfin on note la texture zébrée de nombre d’entre elles, (texture BO pour Barred Olivines, ou texture radiée fréquente chez les pyroxènes).

  

Barred olivine chondrule (BO) with glassy mesostasis (last formed interstitial material, usually glass). XPL

(http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-Chondrules.html)

Pour les olivines en barre, la texture en barre correspond à une texture creuse (un peu comme les cristaux de neige) à cloisons parallèles qui emprisonnent un matériaux soit vitreux soit dévitrifié (recristallisé). Il semble que ce type de cristallisation en creux témoigne d’une cristallisation très rapide (quelques heures ?) et donc d’un refroidissement très brutal.

 

Radial pyroxene chondrule. Begaa NWA 4910 LL3.1

http://www.meteorite-times.com/micro-visions/begaa-nwa-4910-ll3-1-now-this-is-a-chondrite/

Pour les pyroxènes, on remarque en lumière polarisée qu’il s’agit le plus souvent de deux directions privilégiées du réseau cristallin, donnant deux couleurs homogènes, gris et noir par exemple. L’extinction roulante montrent bien la distribution en éventail des lattes de pyroxène en lumière polarisée.

Nomenclature des minéraux

Bien que reconnues dès 1802 par E. Howard, ces microbilles n’ont été baptisées chondres qu’en 1864 par Gustav Rose. Ils se sont formés par la condensation des poussières issues de la formation du soleil. Les chondrites contiennent toujours du Fer métal, ce qui les rend attirables par un aimant En outre, les chondrites peuvent contenir des sortes “ d’enclaves ” constituées de minéraux exotiques plus réfractaires encore, tels que des minéraux titanifères ou des aluminosilicates de calcium qui témoignent d’une température de formation très élevée, >1500°K.

 

2.                 La matrice

Elle représente une proportion très variable (de quelques % à presque 100%) dune chondrite. C’est un matériau de basse température. Elle est de composition très variable en fonction des conditions d’oxydo-réduction présidant à sa naissance. Elle est constituée de silicates, plus ou moins hydratés, de sulfates hydratés et de carbonates. Elle contient une proportion variable (moins de 20%) d’oxydes métalliques décrit plus hauts. Elle peut être composée essentiellement de silicates (pyroxènes)  ou contenir une quantité importante de matière carbonée. On y retrouve des composés organiques (pas forcément biotiques) dont certains sont inconnus sur Terre. Cette matrice peut contenir jusqu’à 20% d’eau.

 

L’alliage de fer présent dans les chondrites est une kamacite (généralement à Fe 95% et Ni 5%). Quelques individus montrent du cuivre natif ou de silicium natif en inclusions dans la kamacite.

Cet alliage est typique des Sidérites, que l’on considère comme des équivalents extraterrestre du noyau de la Terre. Les textures de Widmanstatten (voir poly) témoignent de la démixtion de phases lors de l’abaissement de la température. On peut en suivre un exemple théorique sur le diagramme de phases des alliages Fe-Ni

Suivons sur la figure le refroidissement du solide de composition définie X :

 

1 -   A 700°C, le solide Tn de composition X, homogène, est une taénite à 15% de Ni.

2 -   A 640°C environ, ce solide homogène voit apparaître en son sein (exsolution) une quantité infinitésimale de kamacite Km, 0 à 4% de Ni.

3 -   A 600°C le solide est composé des 2 phases Km1 et Tn1, de compositions respectives 5% et 18% Ni, dans les proportions pondérales respectives 73% de Km1 et 27% deTn1.

4 -   A 400°C, les compositions des solides Km2 et Tn2 sont respectivement 6.5% et 48% Ni, dans les proportions pondérales respectives 22% et 78%.

 

3.                 Les inclusions réfractaires

Les inclusions réfractaires, ou CAIs pour Calcium-Aluminum rich Inclusions sont des agglomérats d’un matériau constitué de minéraux de très haute température, plus élevée que celle des minéraux des chondres.

 

carbonaceous chondrite NWA 3118 from the Sahara Desert

http://astrobob.areavoices.com/2012/04/26/meteorite-hunters-scour-hills-near-sutters-mill-site-of-the-california-gold-rush/

 

B.               La classification des chondrites est la suivante

Les chondrites sont classées selon leur composition minéralogique.

Chondrites ordinaires : 80% des chondrites ; elles contiennent de l'olivine, de la bronzite, du plagioclase (cf. tableau 1) et d'autres minéraux à base de fer. On les divise en deux sous-groupes, H et L.

Chondrites à enstatite sont divisées en deux sous-groupes, 1 et 11, suivant leur teneur en fer (<12 % et jusqu’à 35 % respectivement). Elles sont constituées en grande partie de pyroxène et peuvent contenir du quartz(SiO2) Elles ont été métamorphosées à des températures supérieures à 650° C et sont notées E dans les collections.

Chondrites carbonées : 8% des chondrites ; elles contiennent en général 40% de plagioclase, mais aussi du carbone, parfois sous forme organique dont des acides aminés ou des alcanes, certains inconnus sur Terre. Par contre elles ne contiennent que très peu, ou pas du tout, de fer. C'est un groupe assez hétérogène qui est divisé sous-groupes, en fonction de leur teneur en C et en Fe, puis en fonction de leur teneur en fer et de leux degré de fusion  :

·        Les chondrites CI             (I = Ivuna, Tanzanie, 1938)          sont caractérisées par l’absence de chondres, une quantité plus faible de carbone ;

·        Les chondrites CM            (M = Mighei, Ukraine, 1889)      dont les chondres présents sont de petite taille, les teneurs en C et en eau sont plus faibles

·        Les chondrites CR           (R = Renazzo, Italie, 1824)           montrent non plus des petits chondres dispersés mais des agglomérats (de chondres) liés entre eux par du carbone et un peu d’eau

·        Les chondrites CV           (V= Vigarano, Italie, 1910)           présentent de gros chondres et des teneurs faibles en C et en eau

·        Les chondrites CO           (O= Omans, France, 1868)          sont aussi à mini-chondres et teneurs comparables en C et en eau

·        Les chondrites CK           (K= Karoonda, Australie, 1930) montrent, outre de gros chondres, une grande abondance d’oxygène se traduisant par l’absence de métaux

·        Les chondrites CH           (H= high Iron et non une localité) ont du fer pur, très peu de carbone, et elles présentent des chondres de très petite taille.

 La classe de chondrites carbonées était connue à partir de rares météorites semblables à la météorite d'Orgueil tombée dans le Tarn et Garonne en 1864, mais beaucoup plus petites, jusqu’à la chute de la météorite d’Allende, tombée en 1969 (Lire MC – Chondrite). La chondrite d’Orgueil est de type CI (Chondrite Ivuna-like, Tanzanie 1938). Toute les CI présentent une densité faible, une grande porosité, et elle rentrent toutes dans le type pétrologique 1, caractérisé par une importante hydratation (altération) qui fait disparaître les chondres.

A l’opposé, la chondrite d'Allende est riche en éléments réfractaires contenus dans les CAIs (Calcium, Aluminium tItane). Elle est pauvre en Carbone (dont du graphite et du diamant) et éléments relativement volatils (Sodium et Potassium) et en eau. Elle se place donc dans le groupe CV (Chondrite Vigarano-like). En raison de l'absence de minéraux de haute température correspondent au type pétrologique 3 (voir la classification des météorites) : Allende est donc classée comme une chondrite carbonée CV3. Comme la plupart des chondrites carbonées et toutes les chondrites CV, Allende est enrichie en isotopes d'oxygène 16O relativement aux isotopes moins abondants, 178O et 18O.

La classification des chondrites est résumée dans le tableau 2

 

Le nom d’une chondrite est suivi d’un chiffre, de 1 à 7, dont la signification est la suivante (http://www.wwmeteorites.com/Chondrites%20gen.html)

1 : absence quasi-totale de chondre, composition inhomogène

2 : chondres nets et facilement discernables les uns des autres,  composition inhomogène

3 : chondres très nets et parfaitement séparés, non altérés, composition inhomogène 

4 : chondres assez bien individualisés, composition homogène 

5 : chondres encore discernables quoique avec difficulté,  composition homogène

6 : chondres mal définis, composition homogène

7 : recristallisation et equilibration chimiques des mineraux quasi totale, présence éventuelle de reliquats de chondres, composition homogène

 

C.                Composition chimique et origine des chondrites

 

On remarque que la composition chimique des chondrites elle très homogène (elle varie très peu d’un individu à un autre) et elle est quasiment identique à celle du manteau terrestre, au Fer près. On observe aussi que le rapport des masses de fer et de silicate des chondrites est globalement celui de la moyenne terrestre ou celui des planètes tellurique en général. Ceci conduit à penser que la Terre est formée du même matériel que les chondrites et que ce matériel primordial a subi sur Terre une modification à laquelle les chondrites ont échappée, la différenciation du noyau.

On remarque aussi que la composition des chondrites est semblable celle de l’atmosphère solaire (excepté pour les éléments volatiles tels que les gaz nobles H et O), et donc que ces chondrites n’ont subi depuis leur fabrication que très peu de modifications. On dira donc que les chondrites n’ont pas subi de différenciation chimique ultérieure majeure, elles sont non différenciées.

Enfin, 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 hydratrée et carbonée donc restée froide, impliquent une naissance plus complexe que ce que pensaient certains, qui suggéraient que les chondrites carbonées sont issues des comètes. Certes, leur origine est certainement liée à la partie externe du système solaire puisqu’elles n’ont jamais été chauffée à plus de 50°C depuis la fin de leur fabrication, Sinon leur eau se serait évaporée et les silicates hydratés qu’elles contiennent auraient été transformés (métamorphisés) en minéraux anhydres. Elles se sont donc formées comme les autres chondrites à partir d’une épisode de condensation chaude qui à conduit à la formation des chondres, et par agglomération froide et carbonée, restée inchangée. Ces chondrites n’ont pas subi d’évènements métamorphiques ultérieurs.

Si l’on se réfère à la séquence de condensation de la nébuleuse (voir poly), ou plus en détail au schéma de L.Grossmann,

D’après Carrez, 2002; Nuth, 2001

d'après Grossmann et al.

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

 On suppose que partant d’une très haute température atteinte au voisinage du Soleil lorsque celui-ci « s’allume » (et donc où son environnement proche est entièrement gazeux) on observe un refroidissement. Lors de cette baisse de température, les premiers minéraux à se condenser, vers 1800K,  sont les plus réfractaires dont on observe la présence dans les CAIs. Les silicates n’apparaissent qu’un peu plus à froid, vers 1300K, suivis des sulfures vers 700K, et enfin les minéraux hydratés et les glaces, en dessous de 300K.

Les CAIs sont légèrement plus âgés que les chondres, respectivement  4.567 GA environ (+- 1Ma)  contre 4.564 environ (+- 1Ma). Cela correspond aux tous premiers âges du système solaire.

En outre leur composition isotopique de l’oxygène diffère de celle des météorites pierreuses et ou les roches ou eaux  terrestres

Illustration de http://mon.univ-montp2.fr/claroline/backends/download.php?url=L01ldGVvcml0ZXMvR0xTVDIwMl9Qb2x5X01ldGVvcml0ZXNfMi5wZGY%3D&cidReset=true&cidReq=GLST202

diagramme δ17O vs δ18O (‰ déviation par rapport au standard V-SMOW) pour les chondrites et leurs composants

« diagramme δ17O vs δ18O (‰ déviation par rapport au standard V-SMOW) pour les chondrites et leurs composants d’après Rubin 2000. a, Echantillons terrestres montrent une fractionnement de masse dépendant de la masse (droite de pente 0.52), il s’alignent sur la droite de fractionnement de masse terrestre (TFL), au contraire les inclusions réfractaires dans les chondrites les plus primitives montrent des compositions extrêmement fractionnées (-50<δ17O≈δ18O-40‰) et semblent s’aligner sur une droite de pente 1. La matrice et les chondres ferromagnésiens se rapprochent de la TFL et montrent des variations beaucoup moins importantes (rectangle orange). b, vue agrandie du rectangle orange »

D’après Rubin 2000 Earth and Planetary Science Letters, Volume 181, Issue 3, 15 September 2000, Pages 271–27, le fort contraste isotopique observé systématiquement dans les CAIs au sein d’une m^me météorite aurait pour origine une formation en un lieu unique pour chaque CAI (spécifique) antérieurement à leur éparpillement dans toute la zone d’accrétion des chondrites. Pour G. Jeffrey Taylor (2011), les CAIs se sont formés au voisinage du Soleil, à l’intérieur de l’orbite actuelle de Mercure, la zone la plus chaude.  L’16O y était vraisemblablement plus abondant. On a pu observer que des bordures de CAIs présentent un rapport isotopique plus proche des matériaux terrestre, donc les CAIs ont dû quitter rapidement leur région de formation et celle-ci ne devait guère être étendue. Inversement, l’extrême frange peut être plus riche en 16O, témoignant sans doute d’un retour vers le Soleil. D’autres auteurs pensent que ce phénomène pourrait refléter un évènement précoce dans la nébuleuse ayant fractionné les isotopes de l’oxygène indépendamment de leur masse.

Il parait de nos jours plus probable que l’enrichissement en 16O soit dû à une irradiation du CO par les UV très durs du Soleil naissant. En effet, l’observation de nuages moleculaires interstellaires suggère que les UV sont capable de dissocier préférentiellement le CO constitué avec de l’17O ou avec de l’18O plutôt que celui fabriqué avec de l’18O, parce que les UV qui pourraient dissocier le CO fait avec l’16O sont incapable de pénétrer le nuage moléculaire. les oxygènes libérés du CO se recombinent alors avec H pour faire de la glace, enrichie en 17O et en 18O. Ce processus est appelé “self-shielding” écran auto-protecteur est en mesure d’augmenter 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. La sonde ionique implantée sur la Lune mesure les rapports des isotopes de l’oxygène du vent solaire… Le Soleil aurait une signature isotopique de CAI…

http://www.meteorites4sale.net/1_A_Guidline/ARN_IO.jpg

http://www.meteorites4sale.net/1_A_Guidline/Chondrites.htm

Par ailleurs, la variation systématique observée par différent auteurs (2007, 2010… voir aussi poly « la Terre est ronde ? ») entre les classes de météorites dans le ratio 54Cr/52Cr met en évidence une hétérogénéité majeure dans le disque proto-solaire. S’agit-il d’un ensemencement hétérogène du disquepar un nuage de poussière issu d’une supernova ou d’une irradiation par des particules solaire hautement énergétiques des poussières du disque ? La météorite d’Orgueil contient du 54Cr en quantité très anormale pour des matériaux solaire, mais seulement sur des grains d’oxyde de Cr de taille < 200 µm. Cela renforce considérablement l’hypothèse d’un nuage protosolaire issu non d’une seule supernova (capable d’expliquer la présence d’éléments lourds) mai d’au moins deux nuages.

 

On peut donc proposer le schéma de production des chondrites suivant:

schematic diagram of active accretion of primitive solar nebula, from Nuth, 2001

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

Production des CAIs très tôt après l’ « allumage » du Soleil, dont les UV ont balayé la périphérie de donc déplacé les rapports isotopiques de l’oxygène des constituants les plus réfractaires

Production des chondres silicatés dans l’environnement encore très chaud du Soleil et jusqu’à une distance limite… aux environs de la ceinture d’astéroides ?

Expulsion vers la périphérie du système sous la poussée du vent solaire très intense dans cette période d’étoile jeune, pendant que le disque de poussière finit de s’aplatir. L’accrétion avec les matériaux périphériques condensés à froid et restés froid est alors possible et donne leur matrice aux chondrites. Inversement, on observe des silicates jusque dans les objets les plus externes, les comètes.

Accumulation des chondrites en corps de taille croissante, susceptibles de différencier.

 

 

D.               Les météorites ultracarbonées (UCAMM)

Il existe parmi les micrométéorites une famille particulièrement rare dénommée « ultracarbonaceous micrometeorites » (UCAMM).

Leur composition ressemble à celle des chondrites carbonées dans la mesure où elles sont un assemblage de minéraux (olivine, pyroxènes) et de matière organique, très abondante. La particularité de cette dernière est sa richesse en azote et en deutérium, deux paramètre que les cosmologistes considères comme hérités non de l’influence solaire (qui marque les chondrites)  mais à la fois des très basses températures qui règnent aux confins du système solaire, et à l’action deu rayonnement cosmique galactique, dont l’influence peut devenir prépondérante avec l’éloignement. Les UCAMM sont donc considérées comme transneptuniennes, provenant au minimum de la ceinture de Kuiper et plus probablement, car elles diffèrent aussi des poussières de la Comète Wild 2 échantillonnées par la mission Stardust en 2006, proviendraient-elles du nuage de Oort.

http://www.futura-sciences.com/uploads/tx_oxcsfutura/micrometeorite_kuiper_oort_2013_IAS_Institut_d_Astrophysique.jpg

Images MEB et spectres IR de fragments de 2 UCAMM. Ces particules montrent un spectre comparable à celui d’un nitrure de carbone hydrogéné polyaromatique et, dans le cas de DC060594, ceux de la forstérite (olivine) et de l’enstatite (pyroxène) vers 1000 cm-1 . Pour comparaison, les courbes (A) à (E) sont celles de différents produits de synthèse de matière organique contenant de fortes teneurs en azote (10 % à 30 %). © E. Dartois et al., CNRS, Soleil, Institut d'astrophysique spatiale, 2013

http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/on-a-peut-etre-decouvert-des-micrometeorites-du-nuage-doort_45807