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Leçon 4
POUSSIERES COSMIQUES,
COMETES ET METEORITES:
LES MATERIAUX DES PLANETES
Comète Hyakutake (mars 1996)
À tout seigneur ….
HALLEY Edmund 1656 - 1742
QUELLES SONT LES INTERROGATIONS?
Questions choisies:
- comment se sont formées comètes, météorites et poussières?
- quelles sont leurs compositions chimique et minéralogique?
- comment donnent-elles la composition primitive du
système solaire?
Plan de la leçon
- 4.1 les poussières cosmiques
- 4.2 les comètes dans le système solaire
- 4.3 composition et structure des comètes
- 4.4 la composition du noyau des comètes
- 4.5 astéroïdes et météorites
- 4.6 les constituants des chondrites ou météorites non différenciées
- 4.7 âge et composition des chondrites
4.1 LES POUSSIERES COSMIQUES
- le cycle des poussières
- nuages interstellaires: 1- le phénomène d ’extinction
- nuages interstellaires: 2 - physique de l ’extinction
- minéralogie des poussières
- taille et abondance des poussières cosmiques
- rappel: la séquence de condensation
4.1.1
LE CYCLE DES POUSSIERES
4.1.2
NUAGES INTERSTELLAIRES:
1 - LE PHENOMENE D’EXTINCTION
Les poussières provoquent
l ’extinction stellaire et le
rougissement dans le visible
4.1.3
NUAGES INTERSTELLAIRES:
2 - LA PHYSIQUE DE L ’EXTINCTION
Dm: variation de la magnitude apparente d ’une étoile
m = M - 5 + 5 log d (espace parfaitement transparent)
d: distance en parsecs
M: magnitude absolue
2
total
courbes d'extinction
2175 A
PAH: Polycyclic
Aromatic
Hydrocarbons
Dm
mesures
UV lointain
1
gros grains (silicates) 0.1 µm
Ultraviolet
Visible
PAH très petits grains ou molécules (nm)
très petits grains (carbone) qq nm
0
2
visible
4
1/l (µm-1)
6
8
10
ultraviolet lointain
4.1.4
LES GRAINS PRE-SOLAIRES
Diamond
Silicon Carbide (SiC)
On trouve ces grains pré-solaires dans les
météorites (chondrites)
Aluminum Oxide (Al2O3),
Spinel (MgAl2O4),
Titanium Oxide (TiO2)
Graphite (C)
Silicon Nitride (Si3N4)
4.1.5
PROVENANCE DES GRAINS PRE-SOLAIRES
4.1.6
RAPPEL: LA SEQUENCE DE CONDENSATION
Minéraux réfractaires
Métaux
Minéraux silicatés
Transformation adiabatique: pas d’échange
de chaleur avec le milieu extérieur. pV = nRT
n: nombre de molécules de gaz
R: constante des gaz parfaits 8,314 JK-1mol-1
Minéraux silicatés hydratés
Glaces
4.2 LES COMETES DANS LE
SYSTEME SOLAIRE
- rappel 1: zones chaude-froide du disque proto-planétaire
- rappel 2: nuage de Van Oort
- Les dimensions du nuage de Van Oort
- les confins du système solaire
- le changement d’orbites des géantes gazeuses
- la ceinture de Kuiper
- quelques objets de la ceinture de Kuiper
- l’énigme Pluton/Charon
- comètes à courte période
- comètes à longue période
4.2.1
RAPPEL 1: ZONES CHAUDE - FROIDE DU DISQUE
PROTOPLANETAIRE
glaces de H2O et CO2
La puissance du « vent solaire » chasse les éléments volatils dans les
zones les plus externes du disque proto-planétaire. En simplifiant, on
reconnaît alors 2 zones: la zone des roches (interne) et la zone des
glaces (externe).
4.2.2
RAPPEL 2: NUAGE DE VAN OORT
Jan Oort (1902-1992)
D ’abord concentré dans le disque proto-planétaire, les comètes sont dispersées par le
passage d ’étoiles ou de nuages interstellaires
4.2.3
DIMENSIONS DU NUAGE DE VAN OORT
4.2.4
LES CONFINS DU SYSTEME
SOLAIRE
4.2.5
LE CHANGEMENT D’ORBITES DES GEANTES GAZEUSES
RAPPEL
Asteroid
Belt
Comet
Disk
• As the planets migrated, so did their resonances.
• Many asteroids (~90%) and most comets were lost by
planetary interactions and sweeping resonances.
4.2.6
DIMENSIONS DE LA CEINTURE DE KUIPER
Gerard Kuiper
(1905-1973)
Earth
1 AU
After Stern, Nature 2003
Saturn
10 AU
Oort cloud
(spherical after ~5000 AU)
Pluto
Kuiper Belt
100 AU
1,000 AU
10,000 AU
100,000 AU
4.2.7
QUELQUES OBJETS DE LA CEINTURE DE KUIPER
Le rayon des objets de la ceinture de Kuiper est
intermédiaire entre celui des comètes (10 km) et celui de
Pluton (2 250 km). Certains pourraient être plus gros.
4.2.8
L’ENIGME PLUTON/CHARON: RAPPEL
Mission Pluto/Charon
Lancée janv 2006 – arrivera vers Pluton en 2015
Charon
Pluton
On October 31 2005, 2 new moons of Pluto have been
found by the Hubble Space Telescope/ACS
4.2.9
COMETES A COURTE PERIODE (P < 200 yrs)
•Jupiter-type comets are those with P<20 yr
Small inclinations, relatively small
eccentricities. E.g. Encke, Tempel2
Likely originate in the Kuiper belt.
Perturbed by Neptune or Uranus?
•Halley-type comets have 20<P<200 yr
More eccentric, and higher inclinations
E.g. Halley has P=76 yr but e=0.97, and a
retrograde orbit with i=162 deg
These probably originate from the Oort cloud,
but have had their orbit perturbed.
4.2.10
COMETES A LONGUE PERIODE
(P > 200yrs)
4.3 COMPOSITION ET STRUCTURE
DES COMETES
- la structure des comètes
- les queues des comètes
- la composition de la coma
- la queue de plasma (ions)
- la queue de poussières
- la composition des poussières cométaires
- la mission STAR DUST
- les poussières: 1 - des silicates
- les poussières: verre + métaux + sulfures
4.3.1
LA STRUCTURE DES COMETES
noyau de la comète de Borrelly (2001)
(mission Galileo) densité: 0,1 g/cm3
Mission GIOTTO 1986 (ESA)
comète de Halley
4.3.2
LES QUEUES DES COMETES
4.3.3
LA COMPOSITION DE LA COMA
• Spectrum of the coma shows bright emission lines due to small molecules (2-3
atoms). These emission lines dominate the light. Atoms in the coma absorb
solar photons, then re-emit them in all directions.
4.3.4
LA QUEUE DE PLASMA (IONS)
• Straight, but complex: with rays, streamers and knots
• Spectra dominated by ionized molecular emission lines
• Pushed away from the sun by the solar wind
4.3.5
LA QUEUE DE POUSSIERES
• Smooth, featureless
• Spectrum nearly identical to the
solar, absorption spectrum
– Made up of dust particles less
than about 1 micron in size
• Radiation pressure forces the dust
particles steadily farther from the
Sun
4.3.6
LA COMPOSITION DES POUSSIERES COMETAIRES
Silicate IR
4.3.7
LA MISSION STARDUST
Comète WILD II
The probe also carried aerogel - a ghostly material that NASA
engineered (like a transparent, super-tough styrofoam, 2 g of
it can hold a 2.5 kg brick - see the r.h.s. picture).
Aerogel was used to capture cometary particles (l.h.s. picture)
which came back and landed on Earth in Jan. 2006.
Photos et collecte d ’échantillons:
2 janvier 2004.
15 janvier 2006 retour sur Terre.
Wild II: comète de la ceinture de Kuiper (perturbée par
Jupiter en 1974)
4.3.8 a
LA POUSSIERE:
1 - DES SILICATES
Impact des
poussières
cosmiques
dans
l ’aérogel
4.3.8b
LA POUSSIERE: 2 - VERRE + METAUX + SULFURES
Poussières et micrométéorites (µm à mm): 30000 tonnes/an = 1 micrométéorite (200µm) m-2 an-1
Collection de poussières (2000 particules): mission Franco-Italienne Concordia en
Antarctique. Cette matière interplanétaire est de type « chondrite carbonée ».
Stardust et Concordia montrent qu ’il y a un continuum entre matière astéroïdale et
cométaire. La nébuleuse solaire primitive était bien mélangée par le « vent solaire ».
4.4 COMPOSITION DU NOYAU DES COMETES
Rosetta
- la mission Deep Impact
- la surface noire des comètes
- la composition chimique des comètes
- EPOXY: la suite de la mission Deep Impact
- la mission Rosetta
- la formation des comètes
- les molécules organiques
- le rapport D/H des comètes
- collision comète Shoemaker-Levy avec Jupiter
4.4.1
La mission « DEEP IMPACT »
sur la comète 9P / Tempel 1
4 juillet 2005 à 1506 UA de la Terre.
La taille de Tempel 1 est
4  4  14 km.
Densité: 600 kg/m 3
4.4.2
LA SURFACE NOIRE DES COMETES
Surface de la comète Tempel irradie par le vent
solaire et les rayonnements cosmiques.
Vues de la surface de 9P / Tempel 1
prises par l ’ « impacteur »
vitesse : 10,3 km/s
4.4.3
EPOXY: LA SUITE DE LA MISSION DEEP IMPACT
Comet Hartley 2
La mission Deep Impact (impact sur
le noyau de la comète Tempel-1) a
survolé la comète 103P/Hartley-2 le
4 Novembre 2010. C’est une comète
périodique (comme son P l’indique)
de 6 ans.
Périhélie 1UA et aphélie : 6UA.
Le survol s’est effectué au plus près
à 700km du noyau et à la vitesse de
plus de 12 km/s, tous les instruments
(2 caméras et un détecteur IR) ont
parfaitement fonctionné.
2,2 km dans sa plus grande dimension
Le noyau tourne sur lui même en 18 heures
approximativement
Cette comète a été découverte par un
Australien en 1984, M Hartley.
4.4.4
LA COMPOSITION CHIMIQUE DES COMETES
Le nuage de gaz et de poussières
représente environ 6 000 000 kg
de matière cométaire soit:
- 5 000 tonnes d ’eau,
- 1 000 tonnes de poussières.
crashmovie3.qt
Molécules identifiées:
- H2O
- C2H6
- HCN
- CO2
- CH3OH
- H2CO
Poussières identifiées:
- C2H2
- silicates amorphes (pyroxènes, olivine)
- CH4
- silicates cristallisés: Mg-olivine
crashmovie3.qt
4.4.5
LA MISSION ROSETTA (ESA)
Visite des astéroïdes RHODIA (sept. 2008) et
LUTETIA (100 km diamètre, juil 2010)
près de Mars puis mise en orbite autour
de la comète Churyumov-Gerasimenko
en 2014. Un petit module atterrira à la
surface de la comète
http://rosetta.esa.int
4.4.6
LA FORMATION DES COMETES
La plupart des molécules
libérées sont ensuite
cassées par les radiations:
H2O + h  H + OH
OH + h  H + O
Des minéraux réfractaires formés à haute température ont été retrouvés dans les
poussières de la queue de la comète Wild2 ramenées sur Terre par la mission
STARDUST (NASA) en janvier 2006. Existent-ils dans le noyau?
4.4.7 LES MOLECULES
ORGANIQUES
1864 first spectrum of a comet (Donati, comet
Tempel C/1864 N1)
1868 identification of carbon and Swan bands C2
(Huggins)
1881 identification of Na, other emissions of CH,
CN, C2, C3 (comet Cruls-Tebbutt 1881III)
1911 identification of CO+ by de la Baume
Pluvinel and Baldet (comet Morehouse 1908III)
1941 idendification of OH (comet Cunningham
1941I)
No systematic differences between Oort
cloud and « Kuiper belt » comets
4.4.8
LE RAPPORT D/H DES COMETES
D étant 2 fois plus lourd que H, un fractionnement s ’opère dans les réactions entre
solides, liquides et gaz. D/H est plus élevé dans le système solaire externe que dans
l ’interne qui est plus chaud selon la réaction HDO + H2  H2O + HD.
Le rapport D/H des comètes est 10 fois plus élevé que la composition proto-solaire
ce qui suggère une origine interstellaire pour la glace d ’eau cométaire.
4.4.9
COLLISION COMETE SHOEMAKER-LEVY AVEC JUPITER
Comet Shoemaker-Levy 9 fragments impact Jupiter, July 16-22, 1994
‘Bull’s eye’ on Jupiter larger than
Earth; first evidence of water in the
jovian atmosphere
4.5 ASTEROIDES ET METEORITES
Mission Hayabusa
- la résonance orbitale
- les astéroïdes: des blocs rocheux
- la mission japonnaise Hayabusa
- la recherche des micrométéorites
- les météorites
- les météorites de fer
- origine des météorites de fer
- les pallasites
- origine des pallasites
- les météorites différenciées
- les chondrites
- chondrites: l ’oxydation du fer
4.5.1
LA RESONANCE ORBITALE
Les lacunes de KIRKWOOD
•
•
Orbital period of O2 is integral multiple of the
orbital period of O1
The stronger gravitation pull on O1 in configuration
1 cause it to move into an elliptical orbit.
O2
Configuration 1
O1
O1
Configuration 3
Configuration 2
O2
Orbital period of
asteroid  orbital
period of Jupiter
4.5.2
LES ASTEROIDES: DES BLOCS ROCHEUX
Les astéroïdes sont des corps rocheux de composition
variable suivant qu ’ils sont des débris de planétésimaux
différenciés ou non.
RAPPEL
S-types, silicate rich, rocky,
near Mars
C-types, carbon rich,
lower density, further out
M-types, metal rich,
various distances
4.5.3
LA MISSION JAPONNAISE
HAYABUSA
Lancée le 9 mai 2003
Surface caillouteuse maintenue par une
gravité très faible. Malgré cela, la
sonde s’est posée et a renvoyé un
module sur Terre (13 juin 2010)..
4.5.4
LA RECHERCHE DES
MICROMETEORITES
La recherche des
micrométéorites
est devenue très fructueuse.
Elles se concentrent dans les
« lacs bleus » de fusion des
glaces en Antarctique.
4.5.5
~6% of falls
fragmentation
of core-mantle
differentiated
asteroids
~1% of falls
~85% of falls
formed in the
solar nebula
~8% of falls
formed by igneous
processes near
the surface of major
or minor planets
4.5.6
LES METEORITES DE FER
Météorites de fer : 36Cl-36Ar
•
•
•
Structure WIDMANSTATTEN (cristaux Fe-Ni
centimétriques) - Kamacite et Taenite: Fe-Ni
Hoba Iron
3m x 2m x 1m; 60+ tons
Found 1920, Namibia
No crater, classified ataxite
4.5.7
ORIGINE DES METEORITES DE FER
“hit-and-run” collisions -- Asphaug, Agnor, and Williams (2006)
Chain of metalenriched bodies
• Oblique collision between Moon-sized projectile and Mars-sized target
• Projectile drawn into a chain of objects with diverse compositions
4.5.8
LES PALLASITES
sidérolithe (fer-pierreuse)
•
•
•
•
Stony-iron meteorite
Olivine suspended in an iron matrix
Etched iron shows Widmanstatten pattern
Olivines with very uniform composition
4.5.9
ORIGINE DES PALLASITES
core-mantle boundaries?
Olivine fragments in
Fe-Ni metal (white)
Cementation of a fragmented asteroid
1 cm
•Pallasites are mixtures of core and mantle materials but
did not form at core-mantle boundary
•Mantle fragments and small amount of molten Fe-Ni
mixed in asteroidal or protoplanetary impact
4.5.10
LES METEORITES DIFFERENCIEES
BASALTE DE VESTA
L ’ASTEROIDE
VESTA
EUCRITE
METEORITE DE MARS
4.5.11
LES CHONDRITES
Chondrites
Carbonées
CI
CM CV CO
Ordinary
H
L
Enstatite
LL
EH
EL
4.5.12
CHONDRITES: L ’OXYDATION DU FER
Les chondrites ont des compositions
chimiques similaires quels que soient les
événements subis (choc, irradiation). Les
différences sont dues à l ’état d ’oxydation
du fer et à la teneur en éléments volatils…
L ’état d ’oxydation du fer augmente des
Chondrites à Enstatite aux Chondrites
Ordinaires puis aux Chondrites
Carbonées
Les chondrites à enstatite ont la totalité de
leur fer sous forme d ’alliage métallique
avec le nickel en raison des réactions
chimiques suivantes:
Chondrites à
enstatite
Chondrites
ordinaires
Chondrites carbonées
1 - H2 + (Mg,Fe)2SiO4  MgSiO3 +
Feo + H2O
olivine
=> pyroxene + iron metal + water
2 - H2 + FeO

Feo
+ H2O
iron oxide
=>
iron metal + water
4.6 LES CONSTITUANTS DES CHONDRITES
OU METEORITES NON DIFFERENCIEES
matrice
chondrules
- pétrographie simplifiée des chondrites
- composition des inclusions réfractaires
- structure et composition des chondrules
- origine de la chaleur et temps de formation des chondrules
- la matrice carbonée. 1 - les phyllosilicates
- la matrice carbonée. 2 - les molécules organiques
4.6.1
PETROGRAPHIE SIMPLIFIEE DES CHONDRITES
chondrules
olivine
ortho et clinopyroxenes
melilite
Inclusions réfractaires
mélilite
spinelle
matrice
carbone
phyllosilicates
microdiamants
4.6.2
COMPOSITION DES INCLUSIONS
REFRACTAIRES
Calcium Aluminum Rich Refractory Inclusions
- Anorthite: Si2Al2O8Ca
- Corindon: Al2O3
- Perovskite:CaTiO3
- Mélilite: [Si 3AlO14]Ca4AlMg
- Spinelle: AlMgO4
- Olivine: SiO4Mg2
- Hibonite: (Ca, Ce)(Al, Ti, Mg)12 O19
Formées à haute température: 2000 K très tôt durant
l ’effondrement du nuage protosolaire.
Les plus vieux solides du système solaire: de 1 à
4 Ma plus vieux que les chondrules
4.6.3
STRUCTURE ET COMPOSITION DES CHONDRULES
Chondres porphyritiques
Sphéres de 0,5 à 5 mm.
Formées par l ’intercroissance d ’olivine
[(Mg,Fe)2SiO4] et d ’enstatite ( Mg2(Si2O6).
Proviennent de gouttelettes de silicates
fondus (T > 16OO K);
Leur composition varie d ’une météorite
à une autre mais, dans tous les cas, la
composition totale chondrules + matrice
est celle de la nébuleuse pré-solaire.
Chondres non-porphyritiques
4.6.4
ORIGINE DE LA CHALEUR ET TEMPS DE FORMATION DES
CHONDRITES
LES RADIOSanders & Taylor (2005)
ACTIVITES ETEINTES
26Al
radioactif
27Al stable
Igneous
Meteorite
s
Chondrites
13Al
Radiometric ages consistent
with 26Al heating
• Early accreted bodies heated
to higher temperatures
• Impact melting less important
Les teneurs anormales de 129Xe et 26Mg dans les CAIs sont dues à la désintégration
radioactive de 129I et 26Al. Ces éléments radioactifs ont une courte demi-vie:
129I
 129Xe + e- +  +  t1/2 = 16  106 yrs l = 4.3  10-8/ yr
26Al
 26Mg + e+ +  + 
t1/2 = 0.72  106 yrs l = 9.8  10-7/ yr
Ces teneurs témoignent de la formation précoce des météorites peu de temps après
l ’explosion d ’une supernova qui a créé les isotopes instables 129I et 26Al.
4.6.5
LA MATRICE CARBONEE
1 - les phyllosilicates
Phyllosilicates de la météorite
d ’Orgueil (microscopie électonique
à haute résolution).
•
•
•
•
‘Cement’ between chondrules
Consists of micron size particles
Often contains water and carbon
Often contains hydrous minerals
resulting from ancient interaction of
liquid water and primary minerals:
– Serpentine
– Smectite
– Carbonate
Must have been liquid water in
planetesimals!
Tomeoka & Busek, 1988
4.6.5
LA MATRICE CARBONEE: 2 - les molécules organiques
There are no large PAHs.
• Aliphatics must consist of short,
highly branched chains.
4.7 AGE ET COMPOSITION DES CHONDRITES
- l’âge des chondrites
- chondrites CI et nébuleuse proto-solaire
- les isotopes de l ’oxygène des chondrites
- la signature isotopique 16O des CAIs
- une chronologie possible du système solaire
4.7.1
L ’AGE DES CHONDRITES
143Nd
/ 144Nd
0.51320
0.51300
C chondrites
L chondrites
H chondrites
Eucrite
147Sm143Nd
+ a2+ + u + Q
0.51280
0.51260
0.209
0.51240
0.51220
0.1840
0.1880
0.1920
0.1960
147Sm
147Sm
0.2000
0.2040
0.2080
0.2120
/ 144Nd
abundance decreased by only 3% in 4.56 Ga
• Age Pb-Pb (enrichissement en 207Pb par désintégration de U) des CAIs de la
météorite Allende  4560 Myr
• Age Pb-Pb des chondrites  4555 Myr
4.7.2
CHONDRITES CI ET NEBULEUSE PROTO-SOLAIRE
Abondance relative dans la
couronne solaire
(Si = 106)ET CHONDRITES CI
COURONNE
SOLAIRE
10 8
O
10
10
Fe
6
Mg
S
Na
Al
Ni
Cr Mn Ca
Co
P
Ti K
Zn
Cu
4
10 2
1
Ge
Rb Sr Sc
B
Y
Ba
La Ce Pb
Pr
Li
Be
Th
Tm
10-2
10-2
1
2
10
10
4
106
10 8
Abondance relative dans les chondrites CI (Si = 106)
La correspondance quasiparfaite de la composition de
la couronne externe du Soleil
et des chondrites CI confirme
qu ’elles représentent la
composition chimique de la
nébuleuse pré-solaire.
C ’EST A PARTIR DE
CETTE COMPOSITION
QUE L ’ON DETERMINE
L ’EVOLUTION DE LA
TERRE PRIMITIVE;
4.7.3
LES ISOTOPES DE L ’OXYGENE DES CHONDRITES
Ce sont les chondrites
ordinaires et plus
particulièrement les
chondrites à enstatite
dont la composition
isotopique est la plus
proche de celle de la
TERRE.
+10
es
rre
e
T
ch
on
dr
ul
-10
ne
u
+L
-20
pente = 1/2
C
AI
-30
-40
-50
-50
pente 1: combustion de He
qui forme de l ’ozone
enrichi de façon égale en
17O et 18O.
+
17
 O%o (SMOW)
0
pente = 1
-40
-30
-20
18
-10
 O%o (SMOW)
0
+10
+20
pente 1/2: fractionnement
isotopique au cours de la
formation des minéraux
composant les météorites.
4.7.4
LA SIGNATURE ISOTOPIQUE 16O DES CAIs
Les poussières du disque
d ’accrétion sont riches en 16O
Le gaz de la nébuleuse
est pauvre en 16O
4.7.5
UNE CHRONOLOGIE POSSIBLE DU SYSTEME SOLAIRE
Séquence principale
PROCHAINE LEÇON
DE L ’ORIGINE DE LA TERRE
ou
« L ’HADEEN INFERNAL »
CH chondrites
• Very metal-rich
Pallasite
• Olivine and FeNi
Richard KERR 2011 Science, 332, 1255.
ENSISHEIM, ALSACE
7 novembre 1492 à 11h30
(reste de la météorite: 150 kg)
Poussière de comète antarctique
1/2
 18O%0
1