Météorite

Impacts et petits corps du système solaire
Les restes de la formation du système solaire
Avant
Après
Que deviennent les résidus qui ne sont pas capturés par les
planètes en formation ?
Cinq destins possible
1. Collision avec une planètes
2. Ejection du système solaire
Collision et fragmentation
3. Capture et mise en
orbite
4. Fragmentation
5. Préservation jusqu’à aujourd’hui
La formation du Système Solaire produit un grand nombre de résidus :
Astéroïdes, comètes qui sont stockées dans la ceinture de Kuiper et le nuage d’Oort
15 Mars 2004 : annonce
de la découverte de
Sedna, 1er objet du
nuage d’Oort ???
Entre Mars et Jupiter: la ceinture d’astéroïde
Il existe plus de 8 000 astéroïdes de grande taille, et bien plus encore, trop petits
pour être détectés aisément. On connaît seulement 26 astéroïdes de diamètre
supérieur à 200 kilomètres. Cependant, il pourrait exister plus d'un million
d'astéroïdes d'un kilomètre.
Vocabulaire
• Astéroïde ou Méteoroïde– petit corps
dans l’espace.
• Météore – Corps traversant
l’atmosphère. Etoile filante
• vitesse: 10 - 70 km/sec
• Une boule de feu est un météore
brillant
• Météorite – Corps en provenance de
l’espace qui a atteint le sol.
Essaim d’étoiles filantes photographié depuis
l’Espagne lors des Léonides de novembre 2002
Asteroïdes Géocroiseurs
Les astéroïdes
géocroiseurs
appartiennent aux familles
Apollo et Aten.
Population :
2000
> 1.0 km
300,000 > 0.1 km
Moins d’un dixième de ces
corps sont connus, et l’on
estime qu’il faudra 200
ans pour tous les identifier
Orbites des 100 plus grands
astéroïdes géocroiseurs
Manqué de justesse…
10 Août 1972 – Un objet de 10 mètres manque la
Terre de quelques kilomètres, traversant l’atmosphère
supérieure.
Manqué de justesse ! - 4179
Toutatis
Jupiter
Mars
Earth
Toutatis
L’astéroïde 4179 Toutatis (Apollo),
par imagerie radar, Décembre
1992.
4179 Toutatis est passé à environs
1.5 millions de km of la Terre le 29
Septembre 2004.
Date : La chute est survenue le 16 novembre 1492, vers 11h30 heure locale.
Ensisheim est la météorite européenne la plus ancienne dont des fragments ont été
conservés jusqu'à nos jours.
Masse récupérée : Ensisheim a
une masse approximative de
127 kilogrammes.
La masse principale d’Ensisheim exposée au Palais de la Régence.
• À l'époque de la chute d'Ensisheim, l'origine
extraterrestre des météorites n'était pas reconnue.
On croyait alors que les pierres tombant du ciel
étaient formées dans la haute atmosphère lors
d'orages violents. C'est pour cette raison que les
boums soniques ont été interprétés comme des
coups
de
tonnerre.
• 26 avril 1803, vers 13h00 heure
locale.
• La collecte de matière météoritique
reliée à cette pluie totalise 37 kg.
• Entre 2 000 et 3 000 fragments sont
tombés du ciel. Le plus important
avait une masse de 9 kilogrammes.
• Les pierres se sont abattues sur
une aire de 10 kilomètres de long par
4 kilomètres de large. Les fragments
les plus gros se trouvent tous à
l'extrémité nord-ouest. Cette ellipse
de chute est la première qui a été
cartographiée dans l'histoire.
• Le météoroïde a traversé le ciel du
sud-est vers le nord-ouest. La boule
de feu a été vue par plusieurs
témoins dont des magistrats français.
Ensuite,
des
détonations
ont
retenties, puis les pierres se sont
abattues sur le sol.
L’ellipse de chute de la pluie de L’Aigle dessinée par Jean-Baptiste Biot.
•
En 1803 - J.-B. Biot étudie la météorite de L’Aigle.
Les fragments de la météorite de L'Aigle ont été présentés à
Paris. Ils ont été analysés par de nombreux scientifiques qui
les trouvèrent semblables aux fragments d'autres chutes et
remarquèrent la présence de nickel. La chondrite de L'Aigle
contient 22,8% de métal.
• En s'approchant du village de L'Aigle, il s'est arrêté dans
de nombreux villages pour questionner des témoins au sujet
du passage du bolide. Il a aussi fait le tour des industries de
la région pour constater qu'elles ne produisaient aucune
masse semblable aux pierres tombées du ciel.
• Biot a produit un rapport très éloquent dans lequel
il affirme que les pierres de L'Aigle sont
incontestablement
d'origine
extraterrestre.
Ou trouver des météorites ?
apports extraterrestres
Météorites : ~ 10 tonnes / an
Micrométéorites : ~ 10 000 tonnes / an
Pourquoi
chercher
des
météorites en antarctique ?
Lorsqu'une météorite tombe
dans les glaces, elle est
emprisonnée.
Lors de leur progression, les
glaciers sont parfois bloqués
par le flanc d'une montagne.
Les vents décapent la glace et
amincissent le glacier qui finit
par libérer à l'air libre les
météorites qu'il transportait
dans sa masse.
Par le jeu des glaciers, des
météorites disséminées sur
une surface très étendue
peuvent ainsi être regroupées
dans des zones de dimensions
beaucoup plus réduites
Fragments de la météorite
Dar al Gani 749 ayant
atteint le sol libyen.
Tunguska
Sibérie – 30 Juin 1908
• Météorite pierreuse de 30 à 60
m de diamètre
• désintégrée à ~6 km d’altitude
• énergie : ~15 MT de TNT
• a dévasté une surface de 2000
km2
Arbres couchés à 8 km
du centre de l’explosion,
~1930
Impacts !!
Risque de gros Impact
Taille de l’objet
Energie
fréquence?
10 m
20 kT
annuel
50 m
10 MT
250 ans
2000 MT
35,000 ans
2 km
106 MT
1 million d’années
10 km
108 MT
100 millions d’années
300 m
Effets probables d’un impact
L’impact d’un objet de
2km aurait des
conséquences à
l’échelle planétaire
Shoemaker-Levy 9
July, 1994 -- Fragmentation de la comète Shoemaker-Levy 9 avant impact sur Jupiter
STScI
Shoemaker-Levy 9 Impact
STScI
HST Comet Team
Shoemaker-Levy 9 Impact
Les cratères : l’histoire des impacts
Le Meteor Crater d'Arizona (1186 m) est le premier dont l'origine météoritique a été
reconnue.
Les météoroïdes de 10 000 tonnes et plus sont très peu
ralentis par l'atmosphère, ils frappent le sol avec une
fraction importante de leur vitesse initiale. Ces objets
créent des cratères d'impact.
Cratère Manicouagan, Québec,
photographié de la navette spatiale
Columbia en 1983. Le météoroïde qui
a causé ce cratère il y a 214 millions
d’années.
Les astres ne possédant pas d'atmosphère tels Mercure, la Lune
et les satellites des autres planètes ont une surface beaucoup
plus cratérisée. L'absence d'érosion et de volcanisme sur ces
objets célestes rend les structures d'impact éternelles.
La sonde Mars Global Surveyor a pris cette magnifique photo
de deux jeunes cratères d'impact à la surface de Mars, dans la
région de Terra Meridiani. Le plus petit cratère mesure 36
mètres de diamètre et le plus grand 89 mètres de diamètre.
Lors de l'impact, le matériau plus sombre qui forme le sous-sol
a été éjecté et a recouvert la surface plus claire des terrains
environnants
Ulysses Patera, un volcan du dôme de
Tharsis. dont la paroi a été poinçonnée
par deux impacts météoritiques.
Le cratère Yuty sur Mars, 18 kilomètres de diamètre. On
distingue parfaitement le pic central, ainsi que l'anneau
extérieur montagneux.
Comment dater une surface grâce au nombre de cratères par unité de surface. La
calibration a été réalise par comparaison entre l’age des roches lunaires rapporter par
les astronautes et le nombre de cratères dans les zones de prélèvement.
Quelques impacts célèbres…
Extinctions de Masse
présent
• 5 épisodes d’extinction de masse sont identifiés au
cours des derniers 500 millions d’années. De
nombreux incidents moins importants sont
intercalés.
• La plus importante extinction:
Limite Permien-Trias - 95% de toutes les
espèces éteintes il y a environ 225 Ma
100
200
300
• La plus célèbre extinction:
Cretacé-Tertiaire - Limite (K/T) -- 76% de
toutes les espèces se sont éteintes il y a 65
Ma, incluant les dinosaures
400
500
My
L’évènement K/T : La première preuve
Te
r
ia
t
r
T)
(
y
Cr
ac
t
e
us
o
e
)
K
(
• La limite K/T marque la
transition du Crétacé vers le
Tertiaire
• Alvarez
et
al.
(1980)
annoncent la découverte
d’une forte concentration en
Iridium (Ir) dans la couche
argileuse à Gubbio, Italie
• De nombreux sites autours
du monde présentent cette
même singularité
L’indice de l’Iridium
Durant la phase de différenciation,
les éléments lourds comme l’iridium
sédimentent vers le noyau. L’iridium
est rare dans la croûte terrestre
Appauvrissement en
iridium de la croûte
pendant la
différenciation
La plupart des astéroïdes et comètes
ne
subissent
pas
une
telle
différenciation. L’iridium est assez
abondant
dans
les
matériaux
extraterrestres (météorites, comètes,
etc.).
Conclusion : La concentration élevée
en iridium dans la couche limite K/T
suggère l’impact d’une comète ou une
météorite
LES FAMILLES DE METEORITES
Météorites metalliques (sidérites)
Plus de 90 % d’alliage Fer-Nickel
4% des météorites collectées, 90% de la masse
Météorites métallo-pierreuses (mixtes)
de 35 à 90% d’alliage Fer-Nickel
1% des météorites collectées
•Mésosidérites
•Pallasites
Pierreuses
Moins de 35% de métal
95% des météorites collectées
•Chondrites (86%)
•Ordinaires (81%)
•Carbonnées (5%)
•Achondrites (9%)
Météorites métalliques
• Composition: Fer, Nickel,
etc…
•Plusieurs groupes basés sur
la composition en éléments
mineurs (groupes galliumgermanium)
•Motifs de Widmanstätten
cristaux dans la structure
minérale – indiquent un lent
refroidissement
NASA/JSC
NEMS
Séparation de phases pauvres et riches en
Nickel lors du refroidissement d’un alliage
initialement homogène. La largeur des
bandes permet de calculer la vitesse de
refroidissement : ~1°C par million d’années.
Des refroidissement aussi lents ne peuvent
se produire sur Terre.
Une sidérite trouvée
sur Mars !
Corps parent des météorites
Moins dense
(silicates,
etc.)
Dense (métaux)
Grand
planétésimal
Des corps > 2000 km se
forment en moins
d’1 million d’années
L’intérieur fond :
pression de
gravitation,
radioactivité,
Différenciation
Corps parent
fragmenté par
collision
H
He
O
C
Ne
N
Si
S
Ar
P
Cl
F
Ge
Se
Kr
Br
Te
As
Xe
I
Sb
Hg
masse
1
4
16
12
20
14
28
32
40
31
35
19
73
79
84
80
128
75
131
127
122
200
abondance
2,66E+10
1,80E+09
1,84E+07
1,11E+07
2,60E+06
2,31E+06
1,00E+06
5,00E+05
1,06E+05
6,50E+03
4,74E+03
7,80E+02
1,17E+02
6,70E+01
4,13E+01
9,20E+00
6,50E+00
6,20E+00
5,84E+00
1,27E+00
2,10E-01
2,10E-01
% nombre
93,5
6,3
6,5E-02
3,9E-02
9,1E-03
8,1E-03
3,5E-03
1,8E-03
3,7E-04
2,3E-05
1,7E-05
2,7E-06
4,1E-07
2,4E-07
1,5E-07
3,2E-08
2,3E-08
2,2E-08
2,1E-08
4,5E-09
7,4E-10
7,4E-10
si H = H2
Cas des planètes géantes
% masse
77,4
21,0
8,57E-01
3,88E-01
1,51E-01
9,41E-02
8,15E-02
4,66E-02
1,23E-02
5,86E-04
4,83E-04
4,31E-05
2,49E-05
1,54E-05
1,01E-05
2,14E-06
2,42E-06
1,35E-06
2,23E-06
4,69E-07
7,46E-08
1,22E-07
H2
He
Abondance des
éléments
dans le Soleil
=
Abondance cosmique
standard
Composition des couches supérieures du
Soleil en général considérée comme
référence en matière d'abondance des
éléments dans l'Univers.
Cette matière n'est pas transformée par les
réactions nucléaires du noyau (qui n'ont lieu
que dans le noyau), et l’on considère que sa
composition n'a pas évolué depuis la
formation du Soleil, et qu'elle est assez
semblable à celle de la nébuleuse qui a
formé le Système Solaire. Cette nébuleuse
étant considérée comme "standard" dans
une galaxie "standard", la composition de la
photosphère
(déterminée
par
la
spectroscopie), est donc appelée "abondance
cosmique standard". Cette abondance se
retrouve à peu de choses près dans
beaucoup d'étoiles du disque galactique. Elle
est caractéristique d'une matière enrichie
en éléments lourds par plusieurs générations
d'étoiles.
nombre
% nombre
1,33E+10
87,9
1,80E+09
11,9
Les météorites
pierreuses
Chondrites
Grec chondrion : granule
• Composition : Roche
• Chondres – sphérules de
taille millimétrique formées
à partir de matériau fondu
refroidit rapidement
(environ 70% en masse)
• Certaines sont des
chondrites carbonées, qui
contiennent un matériau
riche en carbone, des
composés volatiles (H2O,
etc.), et même des molécules
organiques !
Elles n’ont jamais été
fortement chauffées !