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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
Fresco by Giotto, ca 1300
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
4.1.2a
NUAGES INTERSTELLAIRES:
1 – le phénomène d’extinction
Les poussières provoquent l’extinction stellaire
et le rougissement dans le visible
4.1.2b
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
PAH très petits grains ou molécules (nm)
Visible
très petits grains (carbone) qq nm
0
visible
2
4
1/l (µm-1)
6
8
10
ultraviolet lointain
4.1.3
LES GRAINS PRE-SOLAIRES
Diamond
Silicon Carbide (SiC)
Graphite (C)
Silicon Nitride (Si3N4)
Aluminum Oxide (Al2O3),
Spinel (MgAl2O4),
Titanium Oxide (TiO2)
Glass with Embedded Metal
GEMs
and Sulfides
4.1.4
PROVENANCE DES GRAINS PRE-SOLAIRES
4.1.5
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 volatiles 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). La grande question pour la
composition de la Terre est quelle est la part de l’accrétion des embryons sur place et
celle des astéroïdes ou comètes venant d’autres zones. (voir leçon 5)
4.2.2
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?
4.2.3
RAPPEL 2: NUAGE DE VAN OORT ET CEINTURE DE KUIPER
Jan Oort (1902-1992)
D’abord concentrées dans le disque proto-planétaire, les comètes sont
dispersées par le passage d’étoiles ou de nuages interstellaires
4.2.4
DIMENSIONS DU NUAGE DE VAN OORT
4.2.5
LES CONFINS DU SYSTEME
SOLAIRE
4.2.6
LE CHANGEMENT D’ORBITES DES GEANTES GAZEUSES
RAPPEL
A.Morbidelli, H.Levison, K.Tsiganis, R.Gomes 2005. Nature, 435, 462.
Asteroid
Belt
Comet
Disk
Grand Tack hypothesis: Walsh et al. 2011, Nature, 475, 206
•
•
As the planets migrated, so did their resonances.
Many asteroids (~90%) and most comets were lost by planetary interactions and
sweeping resonances.
•
Second changement brutal des orbites des planètes géantes plusieurs centaines
de millions d’années après: cause du LHB (voir leçon 5).
4.2.7
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
4.2.8
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.
4.2.9
L’ENIGME PLUTON/CHARON: RAPPEL
Mission Pluto/Charon
Lancée janv 2006 – survole Pluton le 14 juillet 2015
Charon
Pluton
On October 31 2005, 2 new moons of Pluto have been
found by the Hubble Space Telescope/ACS
4.2.10
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.
4.2.11
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
- inventaire des molécules détectées
- 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
•
Longueur d’onde
Raies d’absorption
hydrogène
H2O
CO
CO2
CH3OH
NH3
CS2
HCN
SO2
CH4
C2H2
C2H6
H2CO
OCS
calcium
sodium
MOLECULAR STRUCTURE OF THE COMA
H2O+
H3O+
OH
HI
NH2
S2
CN
SO
NS
HNC?
C2, C3
CO+
CO2+
POM: H2CO CO
O+
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 reemit 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
4.3.6a
LA COMPOSITION DES POUSSIERES COMETAIRES
1 - matières organiques et silicates
4.3.6b
LA COMPOSITION DES POUSSIERES COMETAIRES
2 – molécules organiques
Physics World, Charnley et al. 2003
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)
4.3.8a
LA POUSSIERE:
1 – silicates cristallins
Impact des
poussières
cosmiques
dans
l ’aérogel
4.3.8b
LA POUSSIERE:
2 – les GEMs
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 ».
4.3.8c
LA POUSSIERE:
3 – la structure des silicates cristallins et amorphes
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
Vues de la surface de 9P / Tempel 1 prises par l ’ « impacteur »
vitesse : 10,3 km/s
Tentative identifications of several
species including CH3CN, SO2, C2H2 in
addition to firm identification of H2O,
CO2 and HCN.
2.00
Pre-Impact Nucleus
Model
H 2O
2
Surface de la comète Tempel irradie par le
vent solaire et les rayonnements cosmiques.
Radiance (W/[m sr µm])
Impact
1.50
1.00
CO 2
CH-X
0.50
HCN
0.00
2.0
2.5
3.0
3.5
Wavelength (µm)
4.0
4.5
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.
Cette comète a été découverte par
un Australien en 1984, M Hartley.
2,2 km dans sa plus grande dimension, Le noyau tourne
sur lui même en 18 heures approximativement, Des jets
un peu partout sauf dans les regions lisses,
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.
Molécules identifiées:
- H2O
- C2H6
- HCN
- CO2
- CH3OH
- H2CO
- C2H2
- CH4
crashmovie3.qt
crashmovie3.qt
Poussières identifiées:
- silicates amorphes (pyroxènes, olivine)
- silicates cristallisés: Mg-olivine
4.4.5
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 à longue période (nuage de Oort) est 10 fois plus élevé que la
composition proto-solaire. Elle est supérieure à celle de la Terre. La comète Jovienne Hartley 2
a la même composition que la Terre. Voir leçon 5
4.4.6a
LA MISSION ROSETTA (ESA)
1 – teneur en deutérium et molécules
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.
planètes et satellites (bleu),
chondrites ceinture d’astéroïdes (gris),
comètes nuage de Oort (violet)
comètes joviennes (rose).
La comète 67P/ChuryumovGerasimenko (jaune) possède un
rapport D/H différent des comètes de
sa famille.
CO
CO2
CH4
CH3OH
CH2O
4.4.6b
LA MISSION ROSETTA
(ESA)
2 – Phylae: la détection de
molécules organiques??
Carapace dure (20 cm?)
Structure poreuse plus profond
Posé sur 3 pattes, Phylae a foré
dans le vide. Batterie déchargée
jusqu’à ce qu’il soit plus proche
du soleil. (-150 à -170°C)
Mission arrêtée en novembre
2015.
4.4.7
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
- les différents types d’astéroïdes
- 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
asteroid  orbital
period of Jupiter
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
4.5.2
LES ASTEROIDES: DES BLOCS ROCHEUX
RAPPEL
Hungaria: high albedo - enstatite
S-types, silicate rich, rocky, near Mars
C-types, carbon rich, lower density, further out
M-types, metal rich, various distances
P/D-type low albedo, flat-to-red featureless
spectra. They are similar to dormant comets
Levison et al., Nature, Vol 460| 16 July 2009|
4.5.3
LES DIFFERENTS TYPES D’ASTEROIDES
Source Locations of Water-Rich Chondrites
S asteroids: anhydrous silicates; source
of ordinary chondrites;
< 0.1 wt% water
C asteroids: 2/3 have hydrated silicates;
source of carbonaceous chondrites; 10-15 wt% water
2,7 AU
Water-rich
E
D and P asteroids:
associated with anhydrous IDPs,
but are probably 50 wt% water
ice; never heated above 0 ºC
?
2.7 AU
(Charnoz et al 2001, from
Gradie and Tedesco 1982)
4.5.4a
ITOKAWA: 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)..
4.5.4b
VESTA, CERES: LA MISSION NASA DAWN
Lancée le 27 septembre 2007, elle s’est mise en orbite autour de VESTA le 6
juillet 2011 qu’elle a quittée le 5 septembre 2012. Elle est arrivée à 4400 km de
CERES en juillet 2015. Cartographie spectroscopique du grand cratère au sud,
photographie de la surface cratérisée, détection de phyllosilicates.
CERES
VESTA
Image credits: NASA/JPL
4.5.4c
ASTEROIDES 24 THEMIS ET 65 CYBELE
DETECTION D’EAU ET DE MOLECULES ORGANIQUES
24 Themis
A 5% of “Ice Tholin” added to
the mixture of water ice and
anhydrous silicate works best!
65 Cybele
Campins et al. (2010) Nature, 464.
4.5.5
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.
On les trouve aussi, avec de rares
poussières cosmiques en faisant
fondes la neige (mission francoitalienne CONCORDIA).
Crédit photos ESA
4.5.6
~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
4.5.7
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
4.5.8
ORIGINE DES METEORITES DE FER
“hit-and-run” collisions -- Asphaug, Agnor, and Williams (2006)
Chain of metalenriched bodies
• Oblique collision between Moonsized projectile and Mars-sized target
• Projectile drawn into a chain of
objects with diverse compositions
• La différentiation des corps parents des météorites de fer a eu lieu 1-2 Ma avant la
formation des chondrites (Kleine et al., 2005; Baker et al., 2005).
• Les corps parents des météorites de fer étaient petits (10-200 km) pour la plupart alors
que les astéroïdes de 10-400 km ne montrent aucun signe de différentiation. A l’exception
de Vesta pas d’astéroïdes différentiés intacts.
•Tous les corps parents des météorites de fer se sont fragmentés, alors que très peu
d’objets > 20 km aurait dû se fragmenter dans la ceinture des astéroïdes.
4.5.9
LES PALLASITES
sidérolithe (fer-pierreuse)
•
•
•
•
Stony-iron meteorite
Olivine suspended in an iron matrix
Etched iron shows Widmanstatten pattern
Olivines with very uniform composition
4.5.10
ORIGINE DES PALLASITES
core-mantle boundaries?
Olivine fragments in
Fe-Ni metal (white)
Cementation of a fragmented asteroid
•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
1 cm
Les corps parents des pallasites et des météorites de fer se sont formés dans le
système solaire interne où les temps d’accrétion étaient beaucoup plus courts, le 26Al
plus abondant et l’activité collisionnelle beaucoup plus intense. Après s’être
différenciés, ces corps ont été brisés par collisions. Une partie de leurs fragments ont
été implantés dans la ceinture des astéroïdes, d’ou ils nous envoient les météorites.
4.5.11
LES METEORITES DIFFERENCIEES
L ’ASTEROIDE VESTA
BASALTE DE VESTA
EUCRITE
METEORITE DE MARS
4.5.12a
LES CHONDRITES - les différents types
Chondrites
Carbonées
CI
CM CV
CO
Ordinary
H
L
LL
Enstatite
EH
EL
4.5.12b
LES CHONDRITES - l’origine
Chondrites are rocks from asteroids (2-3 AU).
They are mostly unaltered since the birth of the Solar System.
rocks
C asteroids: 2/3 have hydrated silicates; source of carbonaceous chondrites;
10-15 wt% water (see 4.5.3)
4.5.13
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 volatiles…
L ’état d ’oxydation du fer augmente des
Chondrites à Enstatite aux Chondrites
Ordinaires puis aux Chondrites
Carbonées
Chondrites à
enstatite
Chondrites
ordinaires
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 carbonées
Diagramme de Craig-Urey
1 - H2 + (Mg,Fe)2SiO4
olivine
2 - H2 + FeO
iron oxide
 MgSiO3 +
Feo + H2O
=> pyroxene + iron metal + water

Feo
+ H2O
=>
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
- la formation des chondrules: le modèle du choc
- 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
matrice
carbone
phyllosilicates
microdiamants
Inclusions réfractaires
mélilite
spinelle
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.
Chondres non-porphyritiques
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.
4.6.4
LA FORMATION DES CHONDRULES: LE MODELE DU CHOC
Chondrule formation was still taking place 2 Myr
after CAIs formed (Amelin et al. 2002)
Some chondrules formed at same as CAI
formation (Bizarro et al. 2004)
Chondrules formed over a 2 Myr span
•Chondrule formation took place in
presence of gas and of matrix dust,
probably in present-day asteroid-belt
region
•Chondrule textures require cooling
rates ~ 100 K/hr (porphyritic) to ~ 1000
K/hr (radial, barred): chondrules took
hours to crystallize.
Ondes de densité spirales
Front de choc à 2-3 AU qui se
propage à environ 5-10 km s-1
par rapport au gaz environnant
Les chondres pourraient être formés dans
les jets de matière suivant des impacts
géants (Johnson et al., NATURE, 2015).
Boss & Durisen (2005)
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’origine des radionucléides à vie courte
- origine de la chaleur et temps de formation des chondrites
- l’âge Sm-Nd des CAIs des chondrites
- l’âge Pb-Pb des CAIs des chondrites
- chondrites CI et nébuleuse proto-solaire
- composition chimique de la Terre et des chondrites
- les isotopes de l ’oxygène des chondrites
- la signature isotopique 16O des CAIs
- une chronologie possible du système solaire
4.7.1
L’ORIGINE DES RADIONUCLEIDES A VIE COURTE
Injected by supernova
during Solar System
formation?
Type II supernovae are the
only source of 60Fe naturally
associated with star-forming
regions.
SLR: short-lived radioactivity
4.7.2
ORIGINE DE LA CHALEUR ET TEMPS DE FORMATION DES
CHONDRITES
LES RADIOSanders & Taylor (2005)
ACTIVITES ETEINTES
26Al
radioactif
27Al stable
Igneous
Meteorite
s
13Al
Radiometric ages consistent with
26Al heating
• Early accreted bodies heated to
higher temperatures
Chondrites
• 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.
4.7.3a
L ’AGE Sm-Nd DES CAI DE CHONDRITES
143Nd
/ 144Nd
0.51320
0.51300
C chondrites
L chondrites
H chondrites
Eucrite
147Sm143Nd
+ a2+ + u + Q
t1/2 = 106 Ga
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
4.7.3b
L ’AGE Pb-Pb DES CAI DE CHONDRITES
Âge « officiel »: 4568,5±0,5 Ma
FUN inclusions
Some CAIs are FUN inclusions
(Fractionation and Unknown Nuclear
effects) are formed first, before Solar
System acquired 26Al, etc. Other CAIs
formed later: “Late injection” (Sahijpal
& Goswami 1998)
Fractionation and unidentified nuclear
isotope effects (FUN)
Bouvier et al., 2007, GCA, 71, 1583-1604.
t ~ - 1 Myr?
t=0
FUN CAIs
Solar System formed
t=+0.4 Myr
t=+2.4 Myr
CAIs
Solar System acquired
CAIs stopped melting,
26Al/27Al
26Al/27Al
= 6 x 10-5
= 4.5 x 10-5
Chondrules
4.7.4
CHONDRITES CI ET NEBULEUSE PROTO-SOLAIRE
Abondance relative dans la
couronne solaire
(Si = 106ET
) CHONDRITES CI
COURONNE
SOLAIRE
108
10
Fe
6
Mg
S
Na
Al
Ni
Ca
Cr
Mn
Co
P
K
Ti
Zn
Cu
4
10
102
Rb
Y
1
Pr
La
-2
10
Ce
Be
Th
Tm
-2
10
O
1
Sr
B
Ba
Pb
Sc
Ge
Li
2
10
4
10
6
10
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
8
10 TERRE PRIMITIVE;
Abondance relative dans les chondrites CI (Si = 106)
4.7.5
COMPOSITION CHIMIQUE DE LA TERRE ET DES
CHONDRITES
4.7.5
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
+
ul
T
e
err
e
es
-10
n
Lu
dr
-20
on
pente = 1/2
pente 1: combustion de He
qui forme de l ’ozone enrichi
de façon égale en 17O et
18O.
-40
pente = 1
C
AI
-30
+
ch
17
 O%o (SMOW)
0
-50
-50
-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.
4.7.6
LA SIGNATURE ISOTOPIQUE 16O DES CAIs
16O-rich
Les poussières du disque
d ’accrétion sont riches en 16O
16O-poor
Le gaz de la nébuleuse
est pauvre en 16O
4.7.7
UNE CHRONOLOGIE POSSIBLE DU SYSTEME SOLAIRE
Séquence principale
PROCHAINE LEÇON
DE L ’ORIGINE DE LA TERRE
ou
« L ’HADEEN INFERNAL »