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LES MICROMETEORITES ULTRACARBONEES : UNE NOUVELLE FAMILLE DE GRAINS
COMETAIRES. E. Dobrică1, C. Engrand1, J. Duprat1, H. Leroux2, E. Quirico3, J.N. Rouzaud4, G. Montagnac5,
J. Aleon1, Y. Marrocchi6, S. Mostefaoui6, A. Meibom6, M. Gounelle6, F. Robert6. 1CSNSM CNRS/IN2P3 - Université Paris Sud; Bâtiment 104, 91405 Orsay Campus ([email protected], [email protected],
[email protected]); 2UMET CNRS- Univ. Sci. Techno., 59655 Villeneuve d’Ascq; 3LPG Univ. J. Fourier
CNRS-INSU, 38041 Grenoble Cedex 09; 4Laboratoire de Géologie ENS-CNRS 8538, 75231 Paris Cedex 5;
5
LST ENS Lyon CNRS, 69364 Lyon Cedex 07; 6LMCM UMR 7202–CNRS INSU, MNHN, 57 Rue Cuvier,
75231 Paris Cedex 05.
Introduction: La collection de micrométéorites
CONCORDIA renferme deux nouvelles familles
d'objets : (i) les micrométéorites à grain fin similaires aux IDP chondritiques poreuses anhydres collectées dans la stratosphère par la NASA [1], et (ii)
des particules dominées par la matière carbonée, les
micrométéorites ultracarbonées (UCAMMs, pour
Ultracarbonaceous Antarctic Micrometeorites) [2, 3].
Ces deux familles de grains ont pu être mises en
évidence dans la collection CONCORDIA grâce à
l'optimisation de la technique de collecte des particules dans la neige des régions centrales antarctiques, proche de la station CONCORDIA [2]. Nous
avons caractérisé la composition chimique, minéralogique et isotopique des UCAMMs.
Echantillons et méthodes: Les micrométéorites
ont été collectées en Janvier 2006 à partir de blocs de
neige des régions centrales antarctiques, proche de la
station Concordia [majuscules ?voir 4 pour plus de
détails]. Les UCAMMs (acronyme déjà défini dans
l’intro Ultracarbonaceous Antarctic Micrometeorites)
ont été étudiées par microscopie électronique en
transmission, spectroscopie Raman à deux longueurs
d'ondes d'excitation (514 et 244 nm) et par NanoSIMS (MNHN Paris).
Résultats: Les UCAMMs représentent moins de
5% des micrométéorites non fondues de la collection
CONCORDIA. Elles sont dominées en volume par
une matière organique comportant des portions de
matrice chondritique et de petits agrégats de minéraux (Figure 1).
Carbonates
Matière
Carbonée
Sulfures
de fer
Matrice chondritique
Figure 1 : Micrographie électronique en électrons
rétrodiffusés d'un fragment d'une micrométéorite ultracarbonée de la collection CONCORDIA 2006.
La structure de cette matière carbonée a été caractérisée par spectroscopie Raman et par microsco-
pie électronique en transmission à haute résolution
[5, 6]. Les micrographies électroniques montrent une
structure très désordonnée, proche de celle de la
matière organique insoluble (MOI) extraite des
chondrites carbonées (Figure 2).
Figure 2. Micrographie électronique en transmission à
haute résolution montrant la structure désordonnée de
la matière carbonée d'une UCAMM.
Les analyses de 2 UCAMMs (c’est la première
fois que tu parles spécifiquement des 2 UCAMM
étudies, peut être le préciser avant) en spectroscopie
Raman montrent également une signature de matière
organique de structure polyaromatique de très faible
maturité. Une étude systématique réalisée sur une
série de micrométéorites montre que la signature
Raman des UCAMMs est similaire à celle de la matière carbonée des micrométéorites à grain fin (donc
les deux familles définies dans l’intro n’en forment
qu’une ?) [5].
L'observation des échantillons par microscopie
électronique en transmission montre que la composante minérale des UCAMMs est principalement
constituée de petits agrégats (100 nm à quelques µm)
de petits minéraux de tailles individuelles allant de
moins de 10 nm à plus de 500 nm (Figure 3) [6, 7].
Quelques rares minéraux isolés sont également disséminés dans la matière carbonée. Ces minéraux sont
dominés par les silicates magnésiens (olivines et
pyroxènes) et par les sulfures de fer. Dans ces échantillons, les pyroxènes sont systématiquement plus
abondants, et généralement légèrement plus magnésiens (en moyenne En92-97) que les olivines (Fo84-93).
La proportion de phases cristallines par rapport aux
phases vitreuses est d'au moins 25%, la vraie valeur
étant probablement d'environ 50% (pourquoi ?). Des
phases similaires aux GEMS des IDPs [8] ont été
identifiées dans une UCAMM. Ces objets sont toute-
LES UCAMMS, UN NOUVELLE FAMILLE DE GRAINS COMETAIRES E. Dobrică, C. Engrand et al.
fois plus riches en soufre que les GEMS des IDPs,
car les phases métalliques y sont très rares.
Agrégats
Minéraux
Matière
carbonée
Figure 3 : Micrographie électronique en transmission
en champ clair d'une coupe ultramince d'une micrométéorite ultracarbonée montrant les assemblages de minéraux inclus dans la matière carbonée.
leur matière carbonée, couplée à leur fort enrichissement isotopique en deutérium, plaide pour une
origine de cette matière dans les régions froides du
système solaire, les régions d'agglomération des
comètes. La minéralogie des inclusions est compatible avec celle des chondrites carbonées et avec la
minéralogie cométaire déduite d'observations à distance ou d'analyses des échantillons rapportés sur
Terre par la mission Stardust [e.g. 14, 15, 16]. La
présence de phases minérales formées à haute température souligne l'existence de mécanisme(s) de transport de matière depuis les régions internes vers les
régions externes du système solaire primitif.
Des objets présentant une texture sphérique compacte ont également été observés dans les UCAMMs
(Figure 4). Ces objets sont dominés par des olivines
et pyroxènes très magnésiens avec un verre interstitiel
riche en silice. La composition de la phase vitreuse
pourrait être compatible avec celle de la mésostase de
chondres [9].
Figure 5 : Cartographie isotopique de la répartition du
deutérium (δD = (D/Héch / D/Href -1) x 1000) réalisée à
l'aide du NanoSIMS sur un fragment de micrométéorite ultracarbonée écrasée dans une feuille d'or.
Figure 4 : Micrographie électronique en transmission
de la micrométéorite ultracarbonée DC06-09-19 montrant un objet sphérique compact (En100, Fo99, Glass) à
proximité d'agrégats polycristallins d'olivine (Fo73-76),
de sulfures de fer (S) et de métal (FeNi).
Les sulfures de fer dans les UCAMMs sont domines par la troilite (FeS), comme c'est le cas pour
tous les sulfures de fer dans tous les types de micrométéorites, pour les sulfures de quelques dizaines de
nm à plus de 2 µm [10, 11]. (je trouve la phrase pas
très claire)
L'analyse isotopique de 2 UCAMMs à l'aide du
NanoSIMS (service national MNHN) montre de forts
enrichissements en deutérium de la matière carbonée,
sur de grandes surfaces de la particule (i.e. pas de
"hotspot", mais une matière carbonée globalement
enrichie en D contrairement aux hotspots) (Figure 5)
[4].
Discussion : Les micrométéorites ultracarbonées
représentent une famille de particules encore absente
des collections d'objets extraterrestres. Elles se rapprochent des grains CHON détectés dans la comète
1P/Halley en 1986 par les missions spatiales Giotto
et Vega [12, 13]. La structure très désordonnée de
Historiquement, les forts enrichissements en deutérium observés dans la matière extraterrestre étaient
interprétés comme un héritage du milieu interstellaire. L'abondance de phases cristallines dans les
agrégats minéraux des UCAMMs (>25%) est très
supérieure à la limite de cristallinité des phases minérales du milieu interstellaire [<0,2% en masse, ref
17]. L'association de la matière carbonée fortement
enrichie en deutérium à des phases cristallines suggère donc une formation et une deutération de cette
matière organique au sein du système solaire.
Les micrométéorites ultracarbonées sont donc
très probablement des particules cométaires 'géantes'.
Elles constituent donc les échantillons idéaux pour
étudier les processus physico-chimiques des régions
externes du système solaire primitif.
References : [1] Bradley J.P., in Meteorites, Comets
and Planets: Treatise on Geochemistry, A.M. Davis, H.D.
Holland, and K.K. Turekian, Editors. 2005, ElsevierPergamon: Oxford. p. 689. [2] Duprat J., et al. (2007) ASR
39, 605-611. [3] Dobrică E., et al. (2008) LPSC XXXIX,
#1672 (CD-ROM). [4] Duprat J., et al. (2010) Science
328, 742-745. [5] Dobrică E., et al. (2009) LPSC XL,
#1688 (CD-ROM). [6] Dobrică E., et al. (2009) LPSC XL,
#1534 (CD-ROM). [7] Dobrică E., et al. (2010) LPSC
XLI, #1613 (CD-ROM). [8] Bradley J.P. (1994) Science
265, 925-929. [9] Brearley A.J. and Jones A., in Planetary
Materials, J.J. Papike, Editor. 1998, Mineralogical Society
of America: Washington DC. [10] Engrand C., et al.
(2007) LPSC XXXVIII, #1668 (CD-ROM). [11] Dobrică
E., et al. (2009) MAPS 44, 1643-1661. [12] Lawler M.E.
and Brownlee D.E. (1992) Nature 359, 810-812. [13]
Fomenkova M.N., et al. (1994) GCA 58, 4503-4512. [14]
Hanner M.S. and Bradley J.P., in Comets II. 2004. p. 555564. [15] Zolensky M.E., et al. (2006) Science 314, 17351739. [16] Wooden D.H. (2008) SSR 138, 75-108. [17]
Kemper F., et al. (2004) ApJ 609, 826-837.