Livret guide de l`exposition
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Ces pierres qui tombent du ciel ... du 14 octobre au 17 novembre 2002 CENTRE NATIONAL DE LA RECHERCHE SCIENTIFIQUE Généralités sur les météorites leur identification et leur étude. - Qu’est ce qu’une météorite ? Les météorites sont des roches extra-terrestres qui traversent l’atmosphère de la Terre et tombent à sa surface. L’essentiel des météorites connues sont des fragments d'astéroïdes qui se trouvent dans la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter et qui ont des tailles pour l’essentiel d’entre eux allant du km à la dizaine de km, mais pouvant aller pour le plus gros d’entre eux (Cérès) jusqu’à 933 km. Ces fragments, qui sont produits lors de collisions entre astéroïdes, sont déviés de leur orbite initiale sous le jeu des forces d’attraction exercées par le Soleil et les planètes. Certains d’entre eux sont capturés par l’attraction gravitationnelle de la Terre et rentrent en collision avec la Terre en formant, lors de leur traversée de l’atmosphère terrestre, les météores ou étoiles filantes. Ce «voyage» depuis la ceinture d’astéroïdes vers la Terre peut durer, selon les cas, de quelques centaines de milliers d’années à plus d’un milliard d’années. Parmi les météorites connues, plus d’une dizaine d’échantillons sont des fragments de la Lune qui ont pu être reconnus sans ambiguïté par comparaison avec les échantillons lunaires ramenés par les missions Apollo et Luna. Ces météorites lunaires sont arrachées à la surface de la Lune à la faveur d’impacts violents d’objets tels que des fragments d’astéroïdes et sont ensuite capturées par l’attraction de la Terre. La surface cratérisée de la Lune est visible de la Terre avec de simples jumelles. Il existe aussi, parmi les collections de météorites, une vingtaine de spécimen qui partagent des caractéristiques communes et qui sont considérés par une grande partie de la communauté scientifique comme étant des fragments de la surface de Mars. Les missions américaines Mariner 4, 6 et 7 qui furent, entre 1964 et 1969, les premières à photographier Mars révélèrent une surface très différente de celle de la Lune mais conservant cependant la trace de nombreux cratères d’impact. Ces météorites martiennes contiennent des gaz qui ont une composition très proche de l’atmosphère de Mars qui fut mesurée sur place en 1975 par les missions Viking 1 et 2. Enfin une autre famille de météorites pourrait correspondre à des fragments de l’astéroïde Vesta, le troisième plus gros des astéroïdes avec un diamètre de 501 km. En plus de ces météorites de taille macroscopique (entre quelques cm et quelques dizaines de m), il existe un nombre incalculable de micrométéorites de taille millimétrique. Ces micrométéorites sont collectées depuis quelques années de manière systématique dans les glaces de l’Antarctique.En grande majorité en provenance de la ceinture d'astéroïdes certaines micrométéorites pourraient être d'origine cométaire. Les comètes, qui sont connues depuis l’antiquité de par leurs trajectoires allant vers le Soleil, leur brillance variable et leurs queues spectaculaires, sont de petits corps célestes constitués de roche et de glace qui proviennent des confins du système solaire, au delà des planètes géantes. Au cours de leur approche du Soleil, ces objets sont chauffés et perdent une grande partie de leur masse sous forme de gaz et de poussières, ces poussières pouvant être une des sources des micrométéorites. - Les chutes de météorites. La plus ancienne chute de météorite relatée en détails dans de nombreux écrits et dessins est celle de la météorite qui tomba le 7 novembre 1492 vers midi à Ensisheim, en Alsace. Cette chute eut de nombreux témoins. La météorite qui pesait 127 kg fut suspendue dans l’église d’Ensisheim où elle resta jusqu’à la révolution. Elle est maintenant dans le musée municipal d’Ensisheim et ne pèse plus après plusieurs prélèvements que 55kg. Depuis cette chute, 68 autres météorites ont été trouvées en France (cf carte), l’essentiel d’entre elles correspondant à des chutes observées (5 de ces météorites 3 Quelques météorites françaises célèbres • La météorite d’Enshisheim : c’est la plus ancienne chute répertoriée en Europe. Elle tomba le 7 novembre 1492 vers midi à Ensisheim en Alsace et pesait 127 kg. Les chutes de météorites en France masse inférieure à 10kg masse de 10 à 100 kg masse supérieure à 100 kg • La météorite de Chassigny : c’est une météorite provenant très probablement de la planète Mars. Elle tomba le 3 octobre 1815 à Chassigny, en Haute Marne. Elle pesait 4kg. Cette météorite ressemble à une roche du manteau terrestre (c’est une roche constituée majoritairement de cristaux d’olivine) sauf qu’elle contient aussi en petite quantité du verre dans lequel sont dissous des gaz ayant la même composition que les gaz de l’atmosphère de Mars. Ce verre aurait été produit lors de l’impact d’un gros astéroïde sur Mars. Lors de l’impact, des fragments de la surface de Mars sont arrachés et partiellement fondus, ils piègent, lors de leur extraction de la planète rouge, des gaz de l’atmosphère martienne. Ensisheim Chassigny • La météorite de la Caille : c’est la plus grosse météorite de France. Elle fut identifiée en 1828. Elle servait alors de banc devant l’église du village de la Caille dans les Alpes Maritimes et est sans doute tombée dans les montagnes avoisinantes 2 siècles auparavant. Elle pèse 625 kg et c’est une météorite de fer. Orgueil La Caille • La météorite d’Orgueil : c’est la météorite la plus primitive qui soit connue au monde (échantillon N°1 de l’exposition). Cette météorite est sans doute la plus célèbre de toutes dans la communauté scientifique nationale et internationale. Elle tomba le 14 mai 1864 dans le village d’Orgueil dans le Tarn-et-Garonne. Plusieurs fragments faisant une masse totale de 14 kg furent ramassés juste après l’impact. La composition chimique de la météorite d’Orgueil est pour tous les éléments chimiques, à l’exception des gaz (hydrogène, hélium, gaz rares,...) la même que la composition chimique du Soleil telle que l’on peut la mesurer par spectrophotométrie de la lumière du Soleil. Le Soleil représentant l’essentiel de la masse du système solaire, sa composition chimique est celle de toute la nébuleuse qui est le mélange de gaz et de poussières, à partir duquel se sont formés il y a 4.5 milliards d’années le Soleil et les planètes. Le corps parent de la météorite d’Orgueil serait un fragment de roche formé très tôt dans la nébuleuse et n’ayant, par la suite, subi aucune modification. dont les fameuses météorites d'Orgueil et de l’Aigle littéralement exploser avant de toucher la surface sont visibles dans l’exposition). du sol. Si la météorite touche le sol, elle creuse à Les futures météorites qui croisent la trason point d’arrivée un cratère d’impact dont la taille jectoire de la Terre entrent en collision avec la Terre dépend de la masse de la météorite. Environ 150 à grande vitesse, entre 15 et 20 km/sec. Elles sont cratères de tailles comprises entre quelques km et freinées très fortement par l’at200 km de diamètre et d’âge mosphère de la Terre et sont allant de quelques dizaines de portées en surface à très haute milliers d’années à 2 milliards température, jusqu’à plusieurs d’années sont connus à la surmilliers de degrés. Cet échaufface de la Terre. Un des cratèfement produit la pellicule res les mieux préservés est le noire de surface, ou croûte de «meteor crater» dans le désert fusion, caractéristique des méde l’Arizona : il fait 1.2 km de téorites. L’intérieur de la médiamètre et environ 300 m de téorite reste quant à lui à basse profondeur. Il fut creusé il y a température, de sorte que les environ 25 000 ans par une Meteor Crater (Arizona, USA) traces d’eau qui peuvent être météorite de fer qui faisait contenues dans certaines météorites sont conserenviron 30 m de diamètre. La chute d’une météovées. Le freinage atmosphérique donne lieu à ce rite de très grande taille produisant un cratère de que l’on appelle un météore, c’est à dire, à une étoile l’ordre de la centaine de km de diamètre est rarisfilante dans le cas de grains de petite taille ou alors sime : les estimations montrent que cela peut se à une boule de feu accompagnée d’une ou plusieurs produire en moyenne une fois en 100 Millions d’andétonations dans le cas de grosses météorites. nées. Une dizaine de météorites, de taille de l’ordre Durant ce trajet dans l’atmosphère, la médu mètre, frappent la Terre par an, mais l’essentiel téorite perd une grande partie de sa masse (jusqu’à de la matière extra-terrestre que reçoit la Terre, enplus de 90 % dans certains cas) et elle est souvent viron 100 tonnes par jour, est sous forme de fine fragmentée en plusieurs morceaux. Elle peut même poussière de taille inférieure au millimètre. 4 - Les différents types de météorites Hoba, la plus grande météorite, pèse approximativement 55 tonnes. C'est une météorite de fer qui a été decouverte en 1928 en Namibie. La classification des météorites est complexe et contient de nombreux noms particuliers correspondant aux endroits où des météorites «types» tombèrent ou furent trouvées. Cependant pour rentrer dans le monde des météorites et suivre l’exposition une classification très simple est suffisante. L’observation à l’œil nu des météorites en tranche polie permet de faire la différence entre quatre types de roches: (1) les météorites ne contenant que du métal : ce sont les rites météorites de fer (2) les météorites constituées d’un mélange de fer et de cristaux de silicates : ce sont les ferro-silicatées ou météorites mixtes. météo- (3) les météorites constituées de minéraux silicatés d’une manière identique aux roches magmatiques terrestres (laves ou roches profondes du manteau) : ce sont les achondrites (4) les météorites constituées d'une matrice fine et de minéraux silicatés présents sous forme de petites billes de quelques millimètres de diamètre appelés chondres n'ayant aucun équivalent sur Terre : ce sont les chondrites. météorites martiennes en font partie. La quantité d’éléments radioactifs présente dans un astéroïde est fonction de sa taille et, à partir d’un certain seuil, la chaleur dégagée par ces éléments radioactifs permet d’atteindre la fusion des roches. Il se produit alors une chaîne de réactions conduisant à l’extraction du fer des silicates (la différenciation métalsilicate) et à la formation de laves ayant des compositions différentes de celles de leurs roches sources. Cette différenciation chimique conduit, pour ces astéroïdes, à la ségrégation d’un noyau métallique (Fe-Ni) entouré d’un manteau silicaté, comme dans le cas de la Terre. Les météorites différenciées seraient des échantillons provenant des différentes enveloppes de ces astéroïdes . Les météorites de fer seraient des échantillons de noyaux métalliques, les météorites mixtes des échantillons de la limite entre noyau métallique et manteau silicaté et les achondrites des échantillons de manteau silicaté ou de laves de surface. Ces quatre types de météorites correspondent à des roches qui se sont formées par des processus et dans des environnements très différents. On distingue classiquement les météorites primitives qui correspondent aux chondrites et les météorites différenciées, terme qui regroupe les trois autres types de météorites. Les chondrites seraient des fragments d’astéroïdes de petite taille dont la composition n’aurait pas évolué après leur formation. Les météorites différenciées seraient des fragments d’astéroïdes de plus grande taille (> dizaine de km) ou même de planètes puisque les météorites lunaires et les La météorite ALH81005 (6 cm de hauteur), achondrite lunaire trouvée en Antarctique, est une brèche contenant des fragments d'anorthosite clairs dans une matrice sombre. Des échantillons similaires ont été ramenés par les astronautes des missions Apollo. 5 - Les chondrites (ou météorites primitives) Elles représentent 87% des chutes et sont les météorites les plus primitives. Leur structure est faite de l’agglomération de petites billes de silicates (appelées les chondres) collées entre elles par une matrice noire riche en matière carbonée et en minéraux hydratés. Cette structure, dont l’équivalent pour une roche terrestre serait une rochesédimentaire, donne une image de la formation des premiers objets dans la nébuleuse solaire. Ces premiers objets se sont formés par accrétion, c’est à dire par agglomération d’objets de plus petite taille, les chondres, eux mêmes formés à partir d’un mélange de grains de poussières micrométriques qui furent fondus à des températures supérieures à 1500°C et refroidis presque instantanément. L’observation des chondres au microscope révèle, en effet, la présence de verre. Un des scénarii possibles pour la formation des chondres serait que des grains de poussières se soient agglomérés et aient été portés à très haute température en s’approchant du Soleil en formation. Les chondrites contiennent, en outre, des inclusions centimétriques blanches qui sont d’autres témoins d’épisodes de très haute température. Ces inclusions, appelées inclusions réfractaires, sont classiquement considérées comme étant les minéraux qui se sont formés par condensation à des températures supérieures à 1500°C, à partir du gaz chaud de la nébuleuse solaire. Certaines chondrites contiennent, de plus, des grains de taille micrométrique qui, d’après leur composition se sont formés avant la naissance du système solaire. Ces grains, appelés grains présolaires, pourraient avoir été formés dans les enveloppes d’autres étoiles plus anciennes que notre Soleil et auraient été dispersés entre les étoiles dans le milieu interstellaire. Certains de ces grains auraient survécu à la formation du système solaire et auraient été préservés dans Fragment de la métréorite d'Allende (300g et 10cm à la base), échantillon N°2 de l'exposition. Des milliers de pierres s'abattent le 8 fevrier 1969 sur une zone de plus de 150km2 autour de Pueblito de Allende au Mexique. On peut distinguer dans cette chondrite de nombreuses inclusions réfractaires (blanches) et de petites structures circulaires plus ou moins grises : les chondres certaines chondrites. Les chondrites sont donc les échantillons de roches qui correspondent aux épisodes les plus anciens de la formation du système solaire auxquels on peut avoir accès. Cette conclusion est démontrée par la composition chimique et isotopique des chondrites et par leur âge qui correspond à l’âge le plus ancien qui ait jamais été mesuré, 4566± 2 Millions d’années pour les inclusions réfractaires de la météorite Allende. - Les météorites différenciées. On regroupe sous ce terme les achondrites (6.8% des chutes), les (1% des chutes) et les météorites de fer (5,2% des chutes). météorites mixtes fer-silicate Les achondrites (échantillons 13 à 16 de l’exposition) sont les météorites qui ressemblent le plus aux roches terrestres. Leur nom signifie que, par opposition aux chondrites, elles ne contiennent pas de chondre. Cela indique qu’elles n’ont pas une composition primitive. Leur histoire n’est pas reliée, comme dans le cas des chondrites, à l’évolution de la nébuleuse solaire mais plutôt à l’évolution géologique de leurs corps parents. Les achondrites sont composées de silicates et correspondent à des roches basaltiques ou ultramafiques. Elles se sont formées à la surface ou proche de la surface d’astéroïdes lors de leur différenciation, soit par la chaleur dégagée par les éléments radioactifs qu’ils contenaient, soit par l’énergie apportée par des impacts d’autres corps à leur surface. Les météorites lunaires et martiennes (échantillon N°24 de l’exposition) font partie des achondrites. 6 Tranche polie de l'achondrite à enstatite Pena Blanca Spring (10.5 cm de hauteur) Tranche polie d'une pallasite : Springwater (13 cm de largeur). Les cristaux arrondis sont englobés par le ferro-nickel Les météorites mixtes fer-silicate contiennent à peu près en égale proportion des silicates et du métal (Fe-Ni). On distingue deux types de météorites mixtes. Les pallasites (échantillons 18 et 19 de l’exposition) sont constituées de cristaux vert-brun d’un minéral silicaté appelé olivine entourés de métal. Elles reflètent probablement la zone de mélange entre un manteau riche en olivine d’un astéroide avec son noyau métallique. Les mésosidérites (échantillon N°18 de l’exposition) sont des mélanges de métal et de lave basaltique. Elles se sont probablement formées lors de l’impact de deux astéroïdes. La météorite de Chinguetti (15.5 cm de largeur). Les météorites de ce type (mésosidérites) sont les réultats d'un mélange de fer et de silicates. Les météorites de fer (échantillons 20 à 23 de l’exposition) sont composées uniquement d’un mélange de fer et de nickel dans des proportions variables. Elles peuvent contenir en inclusion d’autres minéraux dont les plus abondants sont des sulfures. Ces météorites sont très probablement des morceaux de noyaux métalliques d’astéroïdes dans lesquels la température a été telle que la ségrégation du métal à partir des silicates a pu se faire. En section polie, une grande partie des météorites de fer montre une texture caractéristique appelée «bandes de Widmanstätten» qui correspond à l’intercroissance de deux minéraux métalliques, la kamacite riche en fer et la taénite riche en nickel. Bien que peu abondantes dans les chutes, les météorites de fer sont les plus abondantes dans les collections car, d’une part, elles sont très différentes des roches terrestres et sont donc reconnues très facilement et, d’autre part, elles Tranche polie de la météorite peuvent résister très longtemps à l’altération dans le de fer de Guin (13 cm de larsol. geur). On y distingue clairement le jeu de bandes entrecroisées dites de - Ce que nous enseigne les météorites Widmannstätten, ainsi que 4 nodules sombres de sulfure les échantillons lunaires de fer entourés d'une couronne de phospure de fer. et ce livret guide. D’une manière plus générale, les problèmes scientifiques fondamentaux qui peuvent être abordés à partir de l’étude des météorites sont notamment : • la formation et l’origine du système solaire. Les météorites primitives nous renseignent sur la composition de départ de la nébuleuse solaire, sur les réactions entre gaz et solides qui s’y sont déroulées, sur les paramètres physiques tels que pression et température, ainsi que sur les échelles de temps de ces différents processus. • la formation des précurseurs des planètes (les Certaines météorites peuvent avoir une valeur certaine auprès des collectionneurs, mais elles ont toutes un intérêt scientifique très important puisqu’elles sont des échantillons provenant de différents endroits du système solaire. Une majorité d’entre elles date des tous débuts de la formation du système solaire, il y a 4,5 milliards d’années, à une époque où le Soleil était en train de se former et où les planètes n’existaient pas. Les travaux plus précis réalisés au CRPGCNRS à partir de l’étude des météorites et des échantillons lunaires sont présentés un peu plus loin dans 7 • l’origine de la matière organique et peut être même l’origine de la vie. Les météorites contiennent une grande diversité de matières organiques non dérivée du vivant mais qui ont pu servir de briques élémentaires à l’élaboration de la vie • l’évolution de la galaxie et le fonctionnement des étoiles. Certaines météorites contiennent des grains micrométriques qui sont plus anciens que le système solaire. Ces grains présolaires ont été formés dans les enveloppes d’étoiles ou dans le milieu interstellaire. Leurs compositions chimique et isotopique donnent des informations uniques sur les processus de nucléosynthèse qui se déroulent dans et autour des étoiles au cours de l’évolution de notre galaxie. planétésimaux) et des planètes. Les météorites différenciées fournissent des échantillons depuis la surface jusqu’au noyau de petites planètes ayant atteint des stades d’évolution différents. Aucun échantillon comparable (de manteau profond ou de noyau) n’est accessible dans le cas de la Terre. • l’évolution des planètes dans le système solaire. L’étude des échantillons de la Lune et leur datation permet de reconstituer l’histoire du bombardement météoritique et cométaire de la Lune et de la Terre depuis 4,5 milliards d’années. L’analyse des échantillons lunaires permet de comprendre l’origine et l’évolution géologique de la Lune. Les sols lunaires contiennent du vent solaire implanté dont l’analyse nous renseigne sur la composition et le fonctionnement du Soleil. - Comment reconnaître une météorite ? L’identification et la classification précise d’une météorite ne peut se faire qu’après une étude minéralogique, chimique et éventuellement isotopique précise. Le laboratoire de minéralogie du Muséum d’Histoire Naturelle de Paris, qui abrite la collection de météorites françaises (une des toutes premières au monde avec plus de 2000 échantillons provenant d’un millier de météorites différentes) regroupe les meilleurs spécialistes français pour l’identification des météorites. D’autres laboratoires français comme le CRPG/CNRS de Vandœuvre-lès-Nancy ou le laboratoire de Géologie de l’Ecole Normale Supérieure de Lyon peuvent être consultés. La pierre de Bouvante (20 cm de largeur) est une roche claire compacte, recouverte d'une mince pellicule noire et luisante Tranche polie d'Axtell (14 cm de haut) . La présence d'inclusions réfractaires blanches à contours irréguliers ainsi que l'abondance des chondres permettent d'identifier cette roche comme une météorite. Avant de faire appel à ces laboratoires, le possesseur d’une roche suspectée d’être une météorite doit bien vérifier que son échantillon réponde aux critères suivants. Pour faire ces observations il est généralement nécessaire de casser (ou de scier avec une petite scie à diamant) un morceau de l’échantillon, ce qui sera de toutes manières indispensable pour tout examen ultérieur plus poussé. (1) Est-ce que l’échantillon possède au moins en partie, une couche de surface typiquement noire se différenciant très nettement de l’intérieur de l’échantillon qui a généralement une couleur plus claire ou même blanchâtre ? (2) Est-ce que l’échantillon est solide et compact, de forme irrégulière mais aux angles arrondis ? La pierre de Douar Mghila (10.5 cm de largeur) est recouverte d'une croûte de fusion continue. 8 Le fer de Staunton (23 cm de largeur) est un alliage de fer et de nickel contenant deux nodules de sulfures de fer. Ce type de météorite se présentant en masse irrégulière dense et noirâtre, ne ressemble à aucune roche terrestre. Tranche polie de la chondrite Flandreau (10.5 cm de largeur). La croûte qui entoure la météorite est rouillée. L'abondance des grains de métal et de sulfures nous permet de reconnaître une météorite. (3) Est-ce que l’échantillon est dense, plus lourd que les roches terrestres habituelles ? (4) Est-ce que l’échantillon attire un aimant ? (5) Est-ce que l’échantillon diffère fondamentalement de toutes les roches environnantes ? Un des 19 fragments d'une météorite trouvée en Oman. Avec sa croûte de fusion noire, la météorite se distingue particulièrement bien des calcaires qui l'entourent. (6) Est-ce que des morceaux de métal sont visibles dans l’échantillon ? Ces critères ne sont pas absolument exclusifs, mais la majeure partie des météorites répondent à plusieurs d’entre eux. En d’autres termes, si l’échantillon ne satisfait aucun de ces critères, ce n’est très probablement pas une météorite. La fine couche noire de surface correspond à la croûte de fusion produite lors de l’entrée dans l’atmosphère terrestre de la météorite. Les météorites contiennent très rarement des bulles et sont généralement de forme irrégulière, mais assez arrondie. Elles montrent souvent des structures de fluage en surface ou des cavités comme, par exemple, des cavités typiques ressemblant à des empreintes de pouce dans le cas des météorites de fer. Les objets qui sont le plus souvent confondus, par les non spécialistes, avec des météorites sont (1) les scories industrielles actuelles ou les produits de la paléo-sidérurgie trouvés dans les sols (les scories contiennent très souvent des bulles et des trous contrairement aux météorites et n’ont pas de croûte de fusion même si souvent elles peuvent avoir une couche de surface d’altération) et (2) les concrétions d’oxyde de fer ou de sulfure de fer (ces objets présentent en surface des petits cristaux qui n’existent pas dans les météorites, ils sont moins denses que les météorites de fer et n’ont pas de croûte de fusion). 9 En savoir un peu plus sur les météorites et leurs constituants La composition chimique des météorites certains paramètres chimiques, notamment le rapport de concentration métal/silicate. A l’inverse, les achondrites proviennent d’astéroïdes qui ont été portés à des températures assez hautes pour atteindre un épisode de fusion au moins partielle. Durant cette fusion, des séparations physiques et chimiques s’opèrent entre le métal et les silicates et entre les silicates eux mêmes. Ces processus se reflètent dans la grande gamme de composition chimique des achondrites par rapport aux chondrites. Les différences de composition chimique entre les météorites reflètent les histoires différentes qu’ont subit leurs corps parents. Les chondrites provenant d’astéroïdes non différenciés ont gardé une composition chimique (pour tous les éléments à l’exception des gaz) très proche de la composition moyenne de la nébuleuse solaire, c’est à dire, de la composition chimique du Soleil. Bien que les corps parents des chondrites n’aient jamais été fondus, ils se sont probablement formés à des distances variables du Soleil, ce qui entraîne des variations de L’histoire pétrologique des météorites Les météorites sont constituées de minéraux ayant eu des histoires complexes. Cette histoire qui peut être reconstituée en partie à partir de l’étude minéralogique, chimique et isotopique des météorites est l’histoire pétrologique. Elle débute avec la formation des différents constituants des météorites dans le mélange de gaz et de poussières qui forme la nébuleuse solaire dans laquelle le Soleil et les planètes vont se former. Elle se continue par l’agglomération de ces différents constituants et leur accrétion pour former les premiers petits corps (de quelques km de diamètre) et l’agglomération de ces corps pour former les précurseurs des planètes (les Certaines chondrites ordinaires peuvent être constituées jusqu'à 80% de l'accumulation de chondres qui sont inclus dans une fine matrice opaque (météorite de Semarkona). planétésimaux). Cette histoire se termine quand toute la chaleur produite lors des impacts des planétésimaux entre eux et par les radioactivités à courte période qu’ils contiennent s’est dissipée. L’histoire pétrologique des astéroïdes est alors gelée pour plusieurs milliards d’années jusqu’à ce qu’une collision avec un autre astéroïde la redémarre. Dans les chondrites, les trois constituants principaux que sont les chondres, la matrice et les inclusions réfractaires ont des origines et des histoires différentes . La matrice des chondrites chondres ou des inclusions réfractaires. La matrice est riche en carbone et en eau. La formation d’une chondrite correspond en fait à l’agglomération des phases de haute température (chondres et inclusions réfractaires) par la matrice de basse température. La matrice des chondrites est le composant interstitiel entre les chondres et les inclusions réfractaires. Cette matrice est constituée d’un assemblage de minéraux à grain fin. Elle contient essentiellement des minéraux stables à basse température mais aussi du métal, des sulfures ainsi que des fragments des Les chondres des chondrites Les chondres sont des billes de silicate de taille variable entre quelques mm et quelques cm. Les chondrites leurs doivent leur nom. Ils sont constitués d’assemblages de minéraux de haute température et de verre, ce qui indique que ces objets ont été fondus et refroidis très rapidement, en l’espace de quelques minutes. Les expériences montrent que selon leurs compositions les chondres ont dû être chauffés à des températures entre 1200 et 1600°. Toute une gamme de textures et de compositions chimiques existe pour les chondres des chondrites. Ces variations reflètent probablement des différences de composition des grains précurseurs des chondres et du gaz qui a environné leur formation ainsi que des différences dans leurs conditions de formation (pression, température, durée de fusion, vitesse de trempe). 10 Chondre d'olivine barrée dans la météorite d'Allende. Les inclusions réfractaires des chondrites Ces inclusions blanchâtres sont de forme irrégulière et de taille allant jusqu’à quelques cm. Elles sont constituées de minéraux riches en Ca et en Al, c’est à dire de minéraux stables à très haute température. Ces minéraux sont compris comme étant formés à des températures >1500° à partir du gaz chaud de la nébuleuse par condensation directe d’une fraction du gaz en solides. Il faut concevoir chacune de ces inclusions comme une mini-roche qui a eu elle même une histoire très compliquée, faite de différents épisodes successifs de condensation, d’évaporation, de fusion et de cristallisation. Ces inclusions sont les composants les plus anciens des météorites et ont été datés par le système U/Pb (la décroissance radioactive de certains isotopes de l’U en certains isotopes du Pb) à 4566± 2 Ma. L’étude d’autres systèmes radioactifs indique un âge maximum de 4571 Ma pour ces inclusions réfractaires. Inclusion réfractaire de la météorite Allende. L'aspect "duveteux" de celle-ci suggère qu'elle a été formée directement par condensation (à haute température) au sein du gaz nébulaire. La composition isotopique de l’Oxygène Une des grandes énigmes scientifiques liées à l’origine et la formation du système solaire est de connaître la composition de départ du nuage de gaz et de poussières à partir duquel le Soleil et les planètes se sont formés. Les compositions isotopiques des éléments chimiques sont des outils de choix pour cela car elles peuvent garder une mémoire indélébile d’hétérogénéités initiales ou de processus particuliers de nucléosynthèse des éléments chimiques. Une des observations les plus fameuses concerne la composition isotopique de l’oxygène dans les météorites. L’oxygène a trois isotopes sta- bles (c’est à dire non radioactifs) de masse 16 pour le plus abondant (99,76% de l’oxygène sur Terre), 17 (0.04% de l’oxygène sur Terre) et 18 (0.2% de l’oxygène sur Terre). Les météorites montrent une distribution de ces trois isotopes complètement différente de ce qui est observé pour les roches terrestres. Cette distribution des isotopes de l’oxygène dans les météorites démontre l’existence d’une hétérogénéité à grande échelle de la nébuleuse solaire et peut être utilisée pour classer les météorites et établir des parentés entre elles. L’âge des météorites et du système solaire Les météorites sont les roches les plus anciennes connues. Elles sont presque toutes, à l’exception des fragments de Mars et de la Lune, plus vieilles que les plus anciennes roches terrestres. Ceci a été démontré en utilisant pour les dater différents systèmes isotopiques faisant intervenir des isotopes radioactifs à longue période comme par exemple l’uranium de masse 238 qui a une demi-vie de 4,47 milliards d’années et qui se désintègre pour donner en fin de chaîne de désintégration l’isotope stable du plomb de masse 206. Cela signifie qu’en 4.47 milliards d’années la moitié de la quantité initiale de 238 U se sera transformée en 206Pb. L’analyse des com- positions isotopiques du Pb et des rapports de concentration U/Pb montre que les météorites ont un âge de 4,556 milliards d’années, certains de leurs composants ayant des âges «maximum» de 4,571 milliards d’années. La même technique appliquée aux roches terrestres donne pour les minéraux terrestres les plus anciens (des grains de zircon provenant des anciens cratons australien et canadien) des âges de 4,3 milliards d’années. Les météorites proviennent donc bien d’objets qui ont échappé à la formation planétaire et qui sont des témoins des planétésimaux qui ont servi de matériel de base à la formation des planètes. 11 La collecte des météorites dans les déserts et aux pôles Les météorites tombent indifféremment sur toute la surface de la Terre. Cependant leur collecte est difficile et les déserts et les glaces polaires offrent des configurations privilégiées pour leur collecte. Les mouvements de la glace des calottes concentrent en certains points ou la glace s’enfonce toutes les roches posées sur sa surface. Ces zones sont très riches en météorites. De même les déserts ont accumulé pendant plusieurs dizaines Deux chercheurs viennent de trouver une météorite. Ce document donne une idée sur la petite taille habituelle des échantillons récoltés en Antarctique. de milliers d’années des météorites. Enfin la fine poussière météoritique qui tombe en permanence sur Terre ne peut être collectée que dans les glaces polaires propres. Des missions sont organisées régulièrement en Antarctique pour faire fondre la glace et récupérer par filtrage les micrométéorites qu’elle contient. Les trajectoires et les chutes de météorites. Les trajectoires de rentrée dans l’atmosphère ont pu être déterminées précisément dans le cas de quelques chutes qui furent observées ou filmées accidentellement depuis plusieurs directions différentes. Si l’on prolonge ces trajectoires on s’aperçoit qu’elles s’étendent jusque dans la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter. L’essentiel des météorites sont donc des fragments d’astéroïdes brisés lors de chocs violents entre eux et capturés ensuite par l’attraction de la Terre. 12 Les échantillons de météorites Les chondrites (météorites primitives) Section mince d'une chondrite de type CM (Bali), observée en lumière transmise au microscope optique (8mm de largeur).Les inclusions (claires) formées à haute température ont été mélangées à une matrice de grains fins (sombre) formée à plus basse température. Même si toutes les chondrites sont des météorites primitives par rapport aux météorites différenciées, il existe parmi elles une grande diversité de compositions chimiques qui sont classiquement interprétées comme dûes à deux processus principaux: (1) la différenciation métal-silicate, c’est à dire la répartition du fer entre, d’une part, des minéraux silicatés et d’autre part, du métal exprimé ou des sulfures. On utilise ainsi la teneur en fer des minéraux silicatés pour quantifier ce partage du fer. On peut voir ce partage comme les prémices de ce qui va se passer par la suite dans les astéroïdes ou les planètes, où le métal va être extrait et séparé des silicates par gravité pour former un noyau. Ce processus est simplement une réaction chimique de réduction. Les chondres des chondrites ne peuvent, par exemple, pas y échapper puisqu’ils ont été portés à haute température dans le gaz de la nébuleuse qui est essentiellement de l’hydrogène, c’est à dire un gaz très réducteur. Cette formation de métal dans les météorites correspond exactement à la même réaction chimique que celle utilisée par la sidérurgie pour fabriquer du métal. (2) le métamorphisme, c’est à dire les transformations chimiques et minéralogiques qui vont s’opérer dans un corps parent à basse ou moyenne température, mais en tous cas, en dessous de la température à laquelle la fusion peut commencer. Le terme ultime du métamorphisme est la fusion qui va complètement homogénéiser les compositions puisque produisant un magma. Toutes les gradations existent entre ce stade ultime et la composition de départ qui est très hétérogène puisque les chondrites sont formées par agglomération de grains de différentes origines. La classification des chondrites est donc simplement un tableau à double entrée bâti pour rendre compte de ces différents processus. Les lignes peuvent être vues comme correspondant à différents stades de la différenciation métal-silicate. On y distingue (i) les chondrites ordinaires à l’intérieur desquelles on distingue différentes classes selon le partage du fer : les E (Enstatite chondrites) pour lesquelles tout le fer est sous forme métallique (l’enstatite est le pole pur magnésien des pyroxènes de formule MgSiO3), les H (pour Highiron) contiennent le fer majoritairement sous forme de métal exprimé, puis viennent les L (Low-iron) et enfin les LL (Low Low -iron) et (ii) les chondrites carbonées (les plus primitives qui sont riches en carbone) et qui ne contiennent presque pas de métal exprimé et qui sont donc très oxydées. Les colonnes correspondent à différents types ou différentes intensités de métamorphisme indiqués par des chiffres variant entre 1 à 6. Les chondrites les moins métamorphisées sont les types 3. L’intensité du métamorphisme de haute température augmente du type 3 vers les types 4 puis 5 puis 6. L’intensité du métamorphisme de basse température ou l’ajout d’éléments volatils tels que l’eau, ou simplement la teneur en élément volatils (sans présager de savoir s'ils ont été introduits ou étaient là originellement) augmente du type 3 au type 2 et au type 1. Une chondrite est ainsi classée sous forme d’une appellation groupant une lettre et un chiffre (par exemple H6 ou LL3 ou C1). D’autres subdivisions sont utilisées à l’intérieur de ces classes principales. 13 Type pétrologique 3 2 4 CM2 CR2 CI1 6 Métamorphisme thermique Altération aqueuse Carbonées 5 (à Enstatite) CV3 CO3 EH3 EL3 EH4 EL4 EH5 EL5 EH6 EL6 H3 H4 H5 H6 L3 L4 L5 L6 LL3 LL4 LL5 LL6 Classes de Chondrites 1 CK4 Ordinaires 50 <200 400 600 700 750 950 température (°C) Les échantillons de chondrites - échantillon N°1 : Orgueil Chondrite carbonée C1. Elle tomba le 4 mai 1864 à Orgueil à coté de Montauban dans le Tarn-et-Garonne. 20 morceaux furent trouvés sur une surface de 2km2 environ. 14 kg sont actuellement préservés dans les différentes collections des musées mondiaux, le Muséum d’Histoire Naturelle de Paris ayant la masse principale de 11,36 kg. Cette météorite est sans doute la plus célèbre de toutes dans la communauté scientifique nationale et internationale. Sa composition chimique est pour tous les éléments chimiques, à l’exception des gaz (Hydrogène, hélium, gaz rares,...) la même que la composition chimique du Soleil telle que l’on peut la mesurer par spectrophotométrie de la lumière du Soleil. L’échantillon présenté est un ensemble de très petits fragments de 1.286g. Cet échantillon est extrêmement friable et facilement oxydable, c’est pourquoi il doit être conservé à l’abri de l’humidité. Cette météorite est essentiellement formée d’une matrice noire sans chondre. - échantillon N°2 : Allende Chondrite carbonée CV3 Elle tomba le 8 février 1969 dans l’état de Chihuahua au Mexique. Une pluie de fragments se répandit sur une surface d’environ 150 km2. Plus de 2000 kg furent collectés, le plus gros fragment pesant un peu plus de 100kg. Cette météorite est très importante pour la communauté scientifique car elle contient en abondance des inclusions réfractaires dont certaines n’ont d’équivalent dans aucun autre échantillon de météorite. Ces inclusions réfractaires sont faites de minéraux de très haute température qui sont riches en Al et Mg. Elles sont classiquement interprétées comme étant les premiers solides condensés dans la nébuleuse solaire ce qui fait d’eux les minéraux les plus vieux connus (âge de 4571 millions d’années). Ces minéraux contiennent les traces d’isotopes radioactifs à courte période. 14 L’échantillon présenté est un fragment de 144,4g qui montre une croûte de fusion. Des fragments de pierres, des chondres et des inclusions réfractaires (claires) sont bien visibles à l’intérieur d’une matrice fine sombre. - échantillon N°3 : Parnallee Chondrite ordinaire LL3-6, bréchifiée et riche en gaz. Chute observée près de Madura en Inde le 28 février 1857. Deux fragments pour un total de 77,6 kg ont été trouvés. L’échantillon présenté est un fragment de 54,7g . Les chondres sont bien visibles et le métal est relativement peu exprimé. - échantillon N°4 : Saint Severin Chondrite ordinaire LL6, bréchifiée, noire et riche en gaz. Chute observée dans les Charentes le 26 juin 1966. Huit pierres pour un total de 271 kg ont été trouvées. L’échantillon présenté est une tranche polie de 334g qui montre très bien une texture de brèche grossière. Les parties claires et sombres imbriquées sont chimiquement équilibrées. - échantillon N°5 : Beuste Chondrite ordinaire L5, bréchifiée. Chute observée à coté de Pau dans les Basses Pyrénées en mai 1859. Deux pierres pour un total de 8 kg ont été trouvées. L’échantillon présenté est une tranche polie de 155,8g qui montre des veines de choc (réseau de fractures sombres) parfois soulignées par des amas de sulfures (jaune). - échantillon N°6 : L’Aigle Chondrite ordinaire L6, bréchifiée. Une pluie de 2000 à 3000 fragments pour un total de 37kg fut observée sur une superficie de 10x4km à l’Aigle dans l’Orme le 26 avril 1803. L’échantillon présenté est un ensemble de deux fragments de 526,2g. L’échantillon s’est probablement fracturé au moment de son arrivée sur Terre. On pourra remarquer une accumulation de minéraux opaques sur la surface du plan de fracture. - échantillon N°7 : Cullison Chondrite ordinaire H4, bréchifiée. Une pierre de 10Kg trouvée dans le Kansas en 1911, mais la chute aurait eu lieu le 22 décembre 1902 L’échantillon présenté est un fragment de 53,4g dans lequel les chondres sont encore bien visibles et les grains de métal abondants et d’assez grande taille. - échantillon N°8 : Allegan Chondrite ordinaire H5 Chute observée dans le Michigan (USA) le 10 juillet 1899. Une pierre de 32kg. L’échantillon présenté est un fragment de 28,4g qui montre une croûte de fusion bien développée. On voit nettement que cette croûte de fusion n’est qu’une pellicule d’à peine plus d’un millimètre d’épaisseur. Elle représente la partie de météorite qui a fondu lors de l’entrée dans l’atmosphère terrestre. Les petites billes légèrement en relief à la fracture sont des chondres. 15 - échantillon N°9 : Pultusk Chondrite ordinaire H5, bréchifiée et riche en gaz. Pluie de pierres observée en Pologne le 30 janvier 1868. 250 Kg sont préservés dans les collections des Muséums. L’échantillon présenté est un ensemble de trois pierres entières de 166g qui montre la patine typique des météorites. - échantillon N°10 : Gao-Guenie Chondrite ordinaire H5, bréchiffiée. Chute observée dans le district de Gourounsi au Burkina Faso le 5 mars 1960. 16 pierres furent récoltées. L’échantillon présenté est une tranche sciée de 129,7g qui montre une croûte de fusion. Les chondres sont à peine visibles (type5) et le métal est abondant (type H). - échantillon N°11 : Estacado Chondrite ordinaire H6. Une pierre de 290kg trouvée au Texas (USA) en 1883. L’échantillon présenté est un fragment scié de 296,1g. Le métal et les silicates sont répartis de façon homogène en grains assez petits. - échantillon N°12 : Djermaia Chondrite ordinaire H, bréchiffiée, noire et riche en gaz. Chute observée le 25 février 1961 à coté d’Ndjamena au Tchad. 1 fragment de 1Kg L’échantillon présenté est une roche de 114,3g . C’est une brèche chondritique où les fragments, assez petits, ont une forme anguleuse. Les échantillons de météorites différenciées Les Achondrites - échantillon N°13 : Pena Blanca Spring Aubrite (AAUB) Chute observée le 2 aout 1942 dans la piscine d’un ranch près de Marathon au Texas. 70 kg furent récupérés dont 2 morceaux de 47 et 13 kg. Les aubrites sont des achondrites contenant principalement de l’enstatite (pyroxène sans Fe) contrairement à toutes les autres achondrites. Leur nature très réduite et leur composition isotopique de l’oxygène les rapprochent des chondrites à enstatite sans que toutefois elles puissent avoir été produites sur le même corps parent. Leur corps parent pourrait avoir subi un démantèlement et une fusion totale à la suite d’une collision violente et avoir été ensuite réassemblé. L’échantillon présenté est un fragment de 278g qui montre le caractère bréchique (assemblage de fragments anguleux) des aubrites. 16 - échantillon N°14 : Tatahouine Diogenite (ADIO) non bréchifiée. Chute observée le 27 juin 1931 : de nombreux fragments de petite taille pour une masse totale de 12 kg furent collectés près du village de Tatahouine en Tunisie. La masse principale de 3,4 kg est au Muséum d’Histoire Naturelle de Paris. Les diogénites sont des achondrites composées principalement de pyroxènes riches en Mg et en Ca avec une structure caractéristique d’un refroidissement lent. Les diogénites pourraient avoir été formées en profondeur d’un corps parent par accumulation de cristaux comme dans certaines roches plutoniques terrestres. Les diogénites appartiennent à la famille des HED (pour Howardites, Eucrites et Diogénites) qui ont en commun un même écart de composition isotopique de l’oxygène par rapport à la composition terrestre, écart différent de celui des autres météorites. Il est proposé que ces trois familles de météorites proviennent du même corps parent, l’astéroïde Vesta 4 qui est le troisième plus gros des astéroïdes avec un diamètre de 501 km. L’échantillon présenté est un ensemble de nombreux petits fragments pour une masse totale de 63.1g. Cette météorite est un cumulat de pyroxènes. - échantillon N°15 : Jonzac Eucrite (AEUC) bréchifiée Chute observée le le 13 juin 1819 dans les Charentes Maritimes sous forme d’une pluie de pierres (la plus grosse faisant 2 kg) pour une masse totale de 5 kg. Les eucrites sont des achondrites basaltiques constituées essentiellement de plagioclases (35%) et de pyroxènes (60%) riches en Ca qui ressemblent beaucoup à des laves terrestres à part qu’elles ne contiennent pas de traces d’eau et que tout le fer qu’elles contiennent est réduit. Les eucrites sont interprétées comme des laves qui auraient été produites dans un astéroïde et se seraient épanchées à sa surface. Les eucrites sont d’ailleurs souvent bréchifiées ce qui pourrait être le signe d’impacts répétés à la surface de cet astéroïde. La fusion et la cristallisation des eucrites peuvent être datées précisément par certains systèmes isotopiques: la ségrégation du métal dans le corps parent des eucrites et la fusion des eucrites auraient eu lieu environ 11 millions d’années après la formation des chondrites. Les eucrites appartiennent à la famille des HED (pour Howardites, Eucrites et Diogénites) qui ont en commun un même écart de composition isotopique de l’oxygène par rapport à la composition terrestre, écart différent de celui des autres météorites. Il est proposé que ces trois familles de météorites proviennent du même corps parent, l’astéroïde Vesta 4 qui est le troisième plus gros des astéroïdes avec un diamètre de 501 km. L’échantillon présenté est un fragment de 28g qui montre une croûte brillante et une lave homogène constituée de plagioclases en lattes blanches et d’orthopyroxènes noirs. - échantillon N°16 : Pavlovka Howardite (AHOW) bréchifiée Chute observée le 2 août 1882 sous forme d’un fragment de 2 kg à Pavlovka dans la région de Saratov en Russie. Les howardites sont des brêches faites de fragments en différentes proportions d’eucrites et de diogénites. Elles sont interprétées comme des fragments du régolithe de l’astéroïde dont sont originaires les eucrites et les diogénites. Le régolithe d’un astéroïde (ou de la Lune) est la couche de surface pouvant atteindre plusieurs m d’épaisseur qui subit les impacts de météorites, impacts qui cassent les roches de surface de l’astéroïde et les mélange entre elles. Les howardites appartiennent à la famille des HED (pour Howardites, Eucrites et Diogénites) qui ont en commun un même écart de composition isotopique de l’oxygène par rapport à la composition terrestre, écart différent de celui des autres météorites. Il est proposé que ces trois familles de météorites proviennent du même corps parent, l’astéroïde Vesta 4 qui est le troisième plus gros des astéroïdes avec un diamètre de 501 km. L’échantillon présenté est un fragment de 42g qui montre une croûte de fusion et différents clastes. Cette météorite (howardite) est une brèche polymicte (formée de fragments de taille et de nature différentes: diogénites et eucrites) 17 Les météorites mixtes (métal-silicate) - échantillon N°17 : Mincy Mésosidérite (MES-B4) Chute supposée mais non observée en 1857 dans le comté de Newton dans l’Arkansas (USA). Masse unique de 89,4kg. Les mésosidérites contiennent en proportion presque égale du métal et des silicates, les silicates étant généralement des pyroxènes et des feldspaths très proches de ceux observés dans les achondrites HED. Aucune relation génétique ne peut être établie entre les silicates et le métal. Bien que le mode de formation de ces météorites ne soit pas bien compris, elles semblent être des mélanges entre la croûte basaltique de surface d’un astéroïde et le noyau métallique (encore liquide lors du mélange d’après les textures) d’un autre astéroïde. L’échantillon présenté est une tranche polie de 209g qui montre une association très fine de métal et de silicates. - échantillon N°18 : Brenham Pallasite (PAL-AN) 20 fragments furent trouvés entre 1882 et 1992 dans le Kansas (USA), puis d’autres par la suite, puis des fragments très oxydés dans le fond d’un marécage en forme de cratère d’impact en 1929. Une masse de 370kg fut par la suite trouvée en 1947 à 1 km environ de ce cratère. La masse totale est de 4300 kg et cette pallasite est une des plus grosses connues. Les pallasites sont constituées de mélange en proportions variables de cristaux (parfois gemmes) d’olivine verte et de métal. Dans le groupe principal des pallasites, les olivines sont riches en Mg et le métal a une composition chimique (Ni et les éléments sidérophiles en traces comme le Ge et le Ga) qui les rapproche de la classe IIIAB des météorites de fer. Cette classe de météorites de fer est celle qui contient le plus grand nombre de météorites (plus de 200). La composition du métal des pallasites indique que ces cristaux ont cristallisé après une intense cristallisation fractionnée du liquide métallique. Ces météorites pourraient correspondre à la zone de contact et de mélange entre le sommet du noyau métallique d’un gros astéroïde et son manteau silicaté. L’échantillon présenté est un fragment de 373g qui montre des cristaux très arrondis d’olivine dans une matrice métallique. - échantillon N°19 : Eagle Station Pallasite (PAL-E) Masse de 36 kg trouvée en 1880 dans le Kentucky (USA). Cette pallasite ressemble à première vue très fortement à l’échantillon N°19, mais ses olivines ont en fait des compositions très différentes : elles sont riches en fer et ont une composition isotopique de l’oxygène très différente. La composition du métal d’Eagle Station est différente de celle connue pour le métal des météorites de fer. Le corps parent d’Eagle Station doit donc être différent de celui des autres pallasites et des météorites de fer. L’échantillon présenté est un fragment de 43,2g qui montre des cristaux anguleux d’olivine dans une matrice métallique. Les météorites de fer Les octahédrites sont les plus nombreuses des météorites de fer. Elles contiennent entre 6 et 17% de nickel dans le métal, le reste étant du fer. Elles sont appelées octahédrites parce que les deux types de cristaux qui les constituent (la kamacite riche en fer et la taénite riche en nickel) sont disposés en bandes parallèles aux plans d’un octahèdre (une des formes possibles pour des cristaux appartenant au système de cristallisation cubique, i.e. cube auquel on aurait tronqué les angles). Cette structure typique des météorites de fer est appelée structure de Widmanstätten et elle indique une cristallisation lente de la taénite et de la kamacite. Durant cette cristallisation, 18 certains éléments chimiques sont incompatibles, c’est à dire qu’ils vont préférentiellement rester dans le liquide métallique (par exemple le Nickel) alors que d’autres sont compatibles, c’est à dire qu’ils vont préférentiellement se concentrer dans les cristaux de métal (par exemple l’Iridium). Les concentrations relatives de ces éléments permet de classer les météorites de fer en fonction de leur histoire de cristallisation. Section polie d'une météorite de fer (Orange River) présentant des figures de Widmanstätten révélées par une attaque chimique qui fait apparaître de grosses lamelles de kamacite et de taénite. - échantillon N°20 : Toluca Octahédrite à gros grain IA. Plusieurs fragments pour une masse totale de 3000 kg trouvés près du village de Xiquipilco au Mexique. Certains de ses fragments ont été forgés pour faire des outils agricoles avant 1776 , date à laquelle la météorite fut reconnue. Toluca appartient au groupe IA, qui est un groupe particulier, car les variations des teneurs en Ir et en Ni ne sont pas directement compatibles avec ce qui peut être prédit pour de la cristallisation fractionnée, sauf si tout le métal n’avait pas été fondu ou si une grande quantité de soufre avait été présente. L’échantillon présenté est un ensemble de deux fragments de 430,6g. Un fragment a été poli ce qui lui donne cet aspect de miroir, le deuxième a subi une attaque acide afin de révéler les structures cristallines. - échantillon N°21 : Youndegin Octahédrite à gros grain IA 13 fragments pour un total de 3800 kg trouvés entre 1884 et 1893 en Australie de l’ouest. L’échantillon présenté est une tranche de 2.8cm d’épaisseur pour une masse de 1,653kg . La forme de l’échantillon est intéressante et les figures d’octahédrites grossières sont caractéristiques. - échantillon N°22 : Woodbine Octahédrite IB avec inclusions silicatées blanches Masse unique de 48,2 kg trouvée en 1953 par un paysan en passant la charrue dans un champ dans l’Illinois (USA). L’échantillon présenté est un fragment de 251,6g qui montre des inclusions (typiques des fers classés IB) de silicates anguleuses et de sulfures de fer. - échantillon N°23 : Henbury Octahédrite grain moyen IIIA Nombreux fragments pour une masse totale de 2228 kg trouvés en 1931 dans un cratère et autour dans le territoire du Nord (Australie). Identique aux trois échantillons précédents, sauf que Henbury est, d’après ses concentrations en éléments tels que le Ni ou l’Ir, classée dans la famille des IIIA. La simple cristallisation fractionnée d’un liquide métallique permet d’expliquer les concentrations de ces éléments. L’échantillon présenté est une pierre entière très oxydée de 1,3kg qui montre les aspects caractéristiques des fers avec tous les creux en forme d'empreinte de pouce correspondants aux zones fondues. 19 Une météorite d'origine martienne - échantillon N°24 : Zagami Shergottite (ASHE) Chute observée le 3 aout 1962 d’une masse de 20 kg près de la roche de Zagami dans la province de Katsina au Nigeria. Zagami est une shergottite basaltique. Elle contient essentiellement du pyroxène (70-80%) et du feldspath (10-25%) transformé en un verre (la maskelynite) probablement sous l’effet des hautes pressions engendrées lors de l’impact qui arracha cette météorite à son corps parent. Les pyroxènes montrent des variations de composition caractéristiques d’une cristallisation rapide à partir d’un magma. Cette météorite est très semblable aux laves terrestres appelées diabases et, par analogie, s'est probablement formée soit comme des épanchements de coulées volcaniques à la surface de leur corps parent, soit comme des filons de lave mis en place à des niveaux peu profonds. Les shergottites appartiennent à la famille des SNC (pour Shergottites, Nakhlites et Chassignites) qui ont en commun un même écart de composition isotopique de l’oxygène par rapport à la composition terrestre, écart différent de celui des autres météorites. Parce que ces météorites ont des âges magmatiques variables et parfois récents et que Mars est une des seules planètes qui ait une composition proche des SNC et surtout qui soit assez grosse pour contenir assez d’éléments radioactifs pour avoir eu une activité volcanique récente, il est proposé que ces trois familles de météorites proviennent du même corps parent : la planète Mars. L'échantillon présenté est un fragment de 203.9g. Quelques travaux en cosmochimie menés au CRPG Les gaz rares et l’azote dans la matière extraterrestre : une clé pour comprendre l’origine et l’évolution des atmosphères planétaires et des océans Quand et comment se sont formées les atmosphères de la Terre, de Mars, de Vénus[? Comment ont évolué leurs compositions[? Pourquoi la vie s’est développée sur la Terre il y a 4 Milliards d’années[? Ces questions fondamentales sont abordées par l’étude des abondances et des compositions isotopiques des gaz rares et de l’azote dans les météorites primitives, les météorites martiennes, les sols lunaires des missions Apollo et, dans quelques années, les premiers échantillons –atmosphère, solsramenés de Mars. Les prochaines missions spatia- les ramèneront des quantités extrêmement réduites d’échantillon, par exemple 500 g en tout de sols et roches martiennes pour tous les laboratoires mondiaux, et quelques grains concernant les missions d’échantillonnage des comètes. Conscient de la rareté des échantillons disponibles, le laboratoire a développé des techniques uniques[(broyage sous ultra-vide, chauffage laser, spectrométrie de masse statique, ...) permettant l‘analyse de grains sub-millimétriques. La composition isotopique des éléments lithium (Li), beryllium (Be) et bore (B) dans les roches extra-terrestres La cosmochimie des trois éléments Li-Be-B revêt une importance toute particulière car leurs rapports de concentrations et leurs compostions isotopiques permettent à la fois d’aborder des problèmes cosmologiques, c’est à dire touchant au Big-Bang et à l’origine de l’Univers, et d’étudier l’évolution de la composition chimique et isotopique de la galaxie. Cela tient au fait que le Li est le seul élément chimique à avoir trois modes de formation différents (nucléosynthèse primordiale, nucléosynthèse interstellaire et nucléosynthèse stellaire). Cependant les éléments Li-Be-B sont aussi détruits dans les étoiles, et d’autres modes de production, lors par exemple de l’explosion de supernovae, peuvent être en- visagés. Les concentrations et les compositions isotopiques de ces éléments sont difficiles à mesurer et des techniques particulières ont été développées au CRPG avec les deux sondes ioniques CAMECA ims 3f et ims 1270. Les analyses faites avec ces instruments sur des échantillons lunaires et sur des météorites primitives ont permis de faire des progrès sur des problèmes variés comme (1) la composition isotopique du Li du Soleil, (2) la formation du système solaire déclenchée ou non par l’explosion d’une supernova et (3) la chronologie relative de la formation des premiers solides dans la nébuleuse solaire. 20 L'altération hydrothermale d'une météorite martienne, et l'histoire de l'eau sur Mars. L'étude de la topographie de la planète Mars, la présence de vallées et la morphologie des cratères d'impacts ont suggéré qu'il y ait eu, dans le passé, de grandes quantités d eau à la surface de la planète. Cependant, l'étude des météorites martiennes n'avait, jusqu'à présent, fait que reflété l'état actuel de l'atmosphère martienne, très appauvrie en eau, avec des compositions isotopiques très enrichies. L'étude d'une nouvelle météorite, nous a permis de découvrir les traces de l'interaction entre la roche qui la compose et un ancien océan martien, en effet, la composition isotopique de cette météorite est franchement différente des compositions connues pour l'atmosphère martienne. Détermination des conditions d’entrée des micrométéorites dans l’atmosphère terrestre Les micrométéorites, poussières interplanétaires de taille comprise entre 50 µm et 400 µm, constituent avec 40000 t/an le flux le plus important de matériaux extraterrestres délivrés sur Terre. Leur étude est importante car elles permettent, avec les météorites, un échantillonnage plus complet de notre système solaire. Toutefois, il est essentiel de diffé- rencier leurs caractéristiques primaires de celles acquises au contact de l’environnement terrestre. Des expériences de chocs thermiques ont permis de reproduire les modifications subies par les micrométéorites lors de leur entrée dans l’atmosphère terrestre et de mieux préciser leur origine astéroïdale ou cométaire. La composition isotopique du Molybdène (Mo) et du Germanium (Ge) comme traceurs de la différenciation noyau-manteau des planètes. ICP-MS) ont permis de mesurer précisément la composition isotopique de ces éléments, ce qui était extrêmement difficile, voire impossible avec les techniques de spectrométrie de masse à source solide (TIMS). Les analyses isotopiques faites sur des météorites de fer (à composition équivalente du noyau terrestre), et des météorites primitives ont mis en évidence (1) des compositions chimiques différentes de celle de la croûte terrestre (2) une hétérogénéité isotopique du système solaire héritée du milieu interstellaire. Mo et Ge sont des éléments sidérophiles, c’est à dire qu’ils se partagent préférentiellement dans la phase métal (ex. noyau) par rapport à la phase silicatée (ex: manteau). Le degré de partage de ces éléments, ainsi que leur composition isotopique, va dépendre des conditions physico-chimiques (température, pression, fugacité d’oxygène) qui prévalent au moment de la différenciation des planètes. Les techniques récentes de spectrométrie de masse (spectromètre de masse à source plasma : MC- 21 Lexique accrétion : processus de croissance par accumulation de matériel externe. Les planètes se sont ainsi formées au sein de la nébuleuse solaire par l'accumulation de petits corps. achondrite : météorite différenciée constituée de silicates. Elle provient de la surface ou du manteau de son astéroïde parent. altération : transformation des minéraux d'une roche par réactions avec un fluide. Dans le cas des météorites, l'altération est dite hydrothermale si le fluide est de l'eau circulant à l'intérieur du corps-parent de la roche, par opposition à l'altération terrestre, où la transformation a lieu sur Terre après la chute. astéroïdes : petites planètes rocheuses de taille très variable (env. 930km pour Cérès, la plus grosse) et de forme irrégulière gravitant entre Mars et Jupiter dans une zone appelée ceinture des astéroïdes. La plupart des météorites en sont issues. basalte : roche magmatique effusive résultant de la cristallisation d'une lave. Elle est composée en majeure partie de feldspaths plagioclases et de clinopyroxènes. Big-Bang : gigantesque explosion qui aurait été à l'origine de l'Univers. brèche : roche formée par l'accumulation de fragments anguleux de tailles et natures différentes. chondre : assemblage de cristaux de forme sphérique cristallisée à partir de liquides silicatés, et dont l'accumulation au sein d'une matrice forme les météorites primitives que l'on qualifie de chondrites. chondrite : météorite non-différenciée, en grande partie formée par l'accumulation de chondres au sein d'une matrice. chondrite carbonée : la plus primitive des chondrites. Leur matrice renferme jusqu'à plusieurs % de carbone, essentiellement sous forme organique. chute : désigne à la fois le fait de tomber pour une météorite et, par extension, une météorite que l'on a vu tomber. De telles météorites sont plus précieuses, car elles échappent à la contamination et à l'altération terrestres. claste : fragment de minéral ou de roche inclus dans une roche. comète : petit corps du système solaire, composé d'un noyau solide assez petit qui, au voisinage du soleil, éjecte une atmosphère passagère de gaz et poussières à l'aspect d'une chevelure diffuse qui s'étire dans la direction opposée au soleil en une double queue parfois spectaculaire. condensation : formation d'un solide ou d'un liquide à partir d'un gaz. corps parent : planète d'où est issue une météorite. Le plus souvent il s'agit d'un astéroïde, mais occasionnellement la Lune voire Mars. cratère : dépression circulaire creusée par l'impact d'une météorite à la surface d'une planète. cristal : forme organisée de la matière solide, au sein de laquelle les différents atomes occupent des places précises dans une unité de base (la maille) qui est répétée indéfiniment. cristallisation : formation d'un cristal généralement à partir d'un liquide. cristallisation fractionnée : cristallisation de minéraux différents à des moments successifs dans un magma qui se refroidit. croûte : couche superficielle d'une planète, et en particulier de la Terre, pour une large part de nature basaltique. La croûte terrestre a une épaisseur variant de 10 à 70km. croûte de fusion : fine pellicule vitrifiée et le plus souvent noire, en surface des météorites. cumulat : roche magmatique grenue formée, lors de la cristallisation fractionnée, par accumulation sous l'action de la gravité au sein d'un magma de cristaux denses (cumulus) cimentés par d'autres minéraux interstitiels (intercumulus). diabase : roche magmatique à grain fin constituée de plagioclases et de pyroxènes interstitiels. différenciation : séparation en plusieurs phases physiquement et chimiquement distinctes d'un composé initialement homogène. diogénite : météorite différenciée formée essentiellement de pyroxène magnésien. Il s'agit vraisemblablement d'un cumulat. enstatite : Pôle magnésien de la série isomorphe des orthopyroxènes. étoile : sphère de gaz à très haute température, au cœur de laquelle se produit des réactions de fusion nucléaire, qui en font une source de lumière et de chaleur. étoiles filantes : phénomène lumineux provoqué par le passage dans l'atmosphère d'un grain de poussière cosmique. eucrite : météorite différenciée de nature basaltique. évaporation : processus physique entraînant la formation d'un gaz à partir d'un liquide feldspath : minéral silicaté appartenant à la famille des tectosilicates et cristallisant dans les systèmes monoclinique ou triclinique. Les feldspaths sont des minéraux essentiels de la plupart des roches magmatiques. Ils sont répartis en trois grandes familles : les potassiques, les sodi-potassiques et les sodi-calciques. fusion : processus physique entraînant la formation d'un liquide à partir d'un solide galaxie : vaste ensemble d'étoiles et de matériel interstellaire formant une entité bien définie dans l'Univers, et dont la cohésion est assurée par la gravitation. Notre galaxie, la Voie Lactée, comprend environ 600 milliards d'étoiles. gaz rares : éléments chimiques gazeux inertes et non réactifs présents en très petite quantité dans l'atmosphère (Hélium, Néon, Argon, Krypton, Xénon). gemme : minéral, assemblage de minéraux ou concrétion dont la beauté et la rareté peuvent en faire des objets de bijouterie. grains présolaires : grains formés au voisinage d'une étoile avant la formation du système solaire. gravitation : phénomène consistant en l'attraction des corps entre eux proportionnellement au produit de leurs masses et à l'inverse de leur leur distance. gravité : attraction exercée par un corps du fait de sa masse, conformément à la loi de la gravitation. inclusion réfractaire : agrégat de minéraux réfractaires ayant existé en tant que tel avant incorporation dans la météorite. isotope : noyau atomique considéré en fonction de son nombre de protons et de neutrons. Par exemple, l'oxygène a trois isotopes ayant mêmes propriétés 22 chimiques mais des masses différetes (16, 17 et 18). La masse augmente par rapport à l'atome 16O, par l'ajout d'un neutron dans le noyau de l'atome 17 O et de deux neutrons dans celui de l'atome 18O. isotopique : ayant trait aux isotopes. Abondance isotopique : abondance d'un isotope donné (exemple 18 O=0.2% de l'oxygène total). Anomalie isotopique : variations des abondances relatives de différents isotopes, non liée à un fractionnement de masse. Composition isotopique : abondance relative des différents isotopes. Rapport isotopique : pour pouvoir comparer les compositions isotopiques d'un échantillon à l'autre, on les exprime sous forme de rapport à un isotope de référence. Signature isotopique : composition isotopique caractéristique. lave : roche émise en fusion (T de 700 à 1200°C) à l'état liquide ou pateux par les volcans manteau : couche intermédiaire d'une planète, et en particulier de la Terre, constituée de roches riches en olivine. magma : mélange visqueux à haute température contenant des phases solides (cristaux), une phase liquide et une phase gazeuse. Le magma donne des roches plutoniques par refroidissement lent et donc cristallisation complète ou des roches effusives (laves) par refroidissement rapide et un taux de cristallisation moins élevé que pour les précédentes. matrice : matériau à grain fin et partiellement amorphe occupant, dans une chondrite, l'espace entre les chondres, les inclusions réfractaires et les autres entités. métamorphisme : transformation à l'état solide d'une roche, résultant d'une élévation de température et/ou de pression. météorite : objet naturel d'origine extraterrestre, ayant survécu au passage dans l'atmosphère. météore : phénomène lumineux provoqué par le passage dans l'atmosphère d'un corps solide venant de l'espace. micrométéorite : particule extraterrestre ayant survécu à la traversée de l'atmosphère et de taille pouvant atteindre au maximum 200mm. micron ou micromètre : unité de mesure correspondant à la millième partie du millimètre, soit la millionième partie d'un mètre. minéral : substance dont la formule chimique est donnée et dont les atomes sont organisés selon un réseau cristallin. Les minéraux sont les entités constitutives des roches. nébuleuse : nuage de gaz et de poussières pouvant avoir des origines variées. Les nébuleuses "diffuses", telle la nébuleuse d'Orion, sont constituées pour l'essentiel d'hydrogène et sont des régions de formation d'étoiles. noyau : partie la plus interne d'une planète, constituée essentiellement de ferro-nickel (au moins dans le cas de la Terre). nucléosynthèse : ensemble des processus conduisant à l'apparition des éléments chimiques constituant la matière de l'Univers. Pour une large part, il s'agit de réactions nucléaires se déroulant dans les étoiles. olivine : minéral silicaté appartenant à la famille des nésosilicates et cristallisant dans le système orthorhombique. Sa formule générale est (Fe, Mg)2SiO4. Ce silicate de fer et de magnésium est en fait une série continue entre un pôle magnésien Mg2SiO4 la forstérite et un pôle ferrifère Fe2SiO4, la fayalite. orbite : à l'intérieur du système solaire, trajectoire décrite autour du soleil par tous corps (planète, comètes,...). pallasite : météorite différenciée formée d'un réseau continu de ferro-nickel contenant de nombreux cristaux d'olivine. oxydé : élément ionisé positivement (en général parce qu'associé à l'oxygène). patine : altération superficielle des roches, dont la teinte est souvent très différente de celle de la cassure fraîche. période (ou demie-vie) : temps au bout duquel la moitié des isotopes radioactifs "pères" initialement présents dans un réservoir sont désintégrés en isotopes "fils". La période est caractéristique de chaque couple père/fils. pétrologie : science des roches, comprenant leur description, leur classification et l'interprétation de leur genèse plagioclase : famille sodi-calcique des feldspaths cristallisant dans le système triclinique et de formule générale (Na,Ca)Si3-2Al1-2O8. Les plagioclases forment une série continue entre le pôle sodique NaSI3AlO8, l'albite et un pôle calcique CaSi2Al2O8, l'anorthite. planète : corps céleste non lumineux gravitant autour d'une étoile, et en particulier autour du soleil. Dans le système solaire, outre les planètes principales, ce terme regroupe des objets de toutes tailles tels que les astéroïdes. Par planètes internes, on entend les planètes les plus proches du soleil, dont la nature est rocheuse (Mercure, Vénus, Terre et Mars auxquelles on peut adjoindre la Lune). Petites mais denses, elle sont dotée d'une croûte solide. pyroxène : minéral silicaté appartenant à la famille des Inosilicates en chaîne simple et cristallisant dans le système orthorhombique (orthopyroxènes) ou dans le système monoclinique (clinopyroxènes). Les pyroxènes sont des minéraux essentiels des météorites, des roches terrestres magmatiques et métamorphiques. Les orthopyroxènes sont une série continue entre un pôle magnésien, l'enstatite, et un pôle ferreux la bronzite. Les clinopyroxènes peuvent être ferromagnésiens-calciques (diopside) ou alcalins (spodumène). radioactif : chronomètre radioactif : couple d'isotopes père et fils utilisé pour déterminer un âge. Datation radioactive : estimation d'un âge en utilisant le taux de décroissance radioactive d'un isotope instable. Elément, isotope ou noyau radioactif : noyau atomique instable, appelé à se transformer par des processus radioactifs. radioactivité : propriété qu'ont certains noyaux atomiques de se transformer en émettant des particules (particule α, électron, neutrino, rayon gamma...). réduction (réduit) : en général, signifie qu'un atome est sous forme forme métallique ou neutre et qu'il s'est formé ou transformé dans un milieu sans oxygène. réfractaire (élément) : stable à haute température dans les conditions nébulaires de basse pression. Les éléments réfractaires (Ca, Ti, Al...) sont les premeirs à se condenser à partir d'un gaz se refroidissant (ou les derniers à s'évaporer à partir d'un solide chauffé). 23 régolithe : couche de débris rocheux produite par les impacts à la surface d'un objet planétaire. sidérophile : s'applique aux éléments chimiques tendant à s'associer préférentiellement au Fer tels que Or, Platine, Palladium, Nickel,... silicate : minéral à base de Silicium et d'Oxygène caractérisé par le motif élémentaire tétraédrique [SiO4]4comportant un atome Si au centre et des atomes O aux quatre sommets. sonde ionique : appareil sur le principe du spectromètre de masse, utilisé pour mesurer les compositions isotopiques d'échantillons de taille pouvant descendre en deçà du micromètre. L'ionisation au niveau de l'échantillon est induite par un bombardement d'ions primaires, l'analyse peut se faire 'in situ' (analyse d'un minéral ausein même de la roche sans préparation chimique préalable). spectromètre de masse : appareil utilisé pour mesurer les compositions isotopiques, dont le principe est de séparer des ions de masse différente en les accélérant par un champ électrique et en les déviant par un champ magnétique. supernova : étoile massive ayant atteint un stade avancé de son évolution et qui explose et se manifeste alors temporairement par un éclat considérablement plus élevé. texture : structure d'un matériau observée à l'échelle microscopique. ultramafique : (ou ultrabasique) s'applique aux roches magmatiques contenant moins de 45% poids de silice et qui sont riches en Mg, Fe et Ca. veine de choc : matière fondue emplissant une fracture à l'intérieur d'une roche créée lors d'un choc. vent solaire : flux continu de particules chargées s'échappant de l'atmosphère du Soleil. verre : solide dont l'état d'organisation des atomes est celui d'un liquide figé, par opposition à un solide d'organisation cristalline. Parmi les verres naturels liés à des impacts météoritiques, on trouve les impactites et les tectites. Le verre de Lybie (ou verre lybique), formé à 99% de silice, a longtemps intrigué les chercheurs (et notamment Théodore Monod). Il est maintenant considéré par beaucoup comme une impactite. Widmannstätten (structures de) : répartition particulière des deux alliages de fer-nickel différents qui constituent les météorites de fer ayant plus de 6% de nickel. zircon : silicate de zirconium ZrSiO4. En raison de leur haute teneur en uranium, les zircons sont des minéraux très fréquemment utilisés pour la datation en utilisant le couple père=uranium/fils=plomb. 24 Quelques coupures de presse relatives aux travaux en Cosmochimie des l'Est Républicain du 14-11-2000 chercheurs du CRPG l'Est Républicain du 28-04-2001 Le Figaro du 18-11-1999 l'Est Républicain du 25-08-2000 Pour la Science de mai 2000 Pour la Science de juin 2001 Paris-Match du 20-09-2001 l'Est Républicain du 21-11-1999 l'Est Républicain du 16-07-1997 l'Est Républicain du 14-06-2001 Le Monde du 29-03-1995 l'Est Républicain du 06-03-2001 l'Est Républicain du 21-11-1999 l'Est Républicain du 25-12-1999 CRPG - CNRS 15, rue Notre-Dame des Pauvres BP 20 54501 VANDŒUVRE-LÈS-NANCY 03 83 59 42 00 http://www.crpg.cnrs-nancy.fr Coordination de l'exposition et réalisation du livret : Michel Champenois Cette exposition a été rendue possible grâce au soutient du CRPG, du CNRS, de la CUGN, de l'ensemble Poirel, de la mission pour la Science en Fête.
