Rubin 2000

 a: inclus fragment de chondres et fragments de silicates; b, inclut les fragments de roche riche en matrice, qui correspondent a la totalité de la matrice pour les chondrites CH et CB; c, base
sur 918 chutes observees de meteorites differencies et chondrites; d, rapport moyent des element refractaire plithophiles par rapport au Mg et normalisé aux chondrites CI-1. Données
compilees par Scott & Krott, 2003.
Tableau 6 : Propriétés des différents groupes de chondrites.
LES ISOTOPES DE L’OXYGENES L’Oxygène comprend trois isotopes (16,17,18). Par spectrométrie de masse on détermine la proportion de ces trois isotopes. Les résultats sont données en variation pour mille (‰) par rapport a un standard international V-­‐SMOW (Vienna-­‐ Standard Mean Ocean Water) selon la formule suivante. ⎛⎛ 18O/16 O
⎞ ⎞
(
)
mesuré ⎟
⎜
⎜
δ O = 18 16
−1⎟ •1000
⎟ ⎟
⎜⎜ ( O/ O)
⎝⎝
⎠
SMOW ⎠
Figure 6: isotopes de l’Oxygène
18
δ18O et δ17O ne varient pas de façon indépendante, ils suivent une loi de discrimination de masse dépendante de la différence de masse entre les différents isotopes de l’oxygéne (18-­‐16=2). Donc δ 17O = 0.52 • δ 18O Sur Terre, l’essentiel des processus connus respectent cette loi de discrimination de masse. On définit alors la TFL (Terrestrial Fractionation Line) comme suit : Δ17O =δ17O − (0.52 •δ18O)
Une exception sur Terre à la loi de discrimination de masse est la formation de l’ozone (O3). Figure 7 : diagramme δ17O vs δ18O (‰ déviation par rapport au standard V-SMOW) pour les chondrites et leurs composants
d’après Rubin 2000. a, Echantillons terrestres montrent une fractionnement de masse dépendant de la masse (droite de pente
0.52), il s’alignent sur la droite de fractionnement de masse terrestre (TFL), au contraire les inclusions réfractaires dans les
chondrites les plus primitives montrent des compositions extrêmement fractionnées (-50<δ17O≈δ18O≤-40‰) et semblent
s’aligner sur une droite de pente ≈1. La matrice et les chondres ferromagnésiens se rapprochent de la TFL et montrent des
variations beaucoup moins importantes (rectangle orange). b, vue agrandie du rectangle orange.
CHRONOLOGIE DES CAIS Figure 8 : Age absolu obtenue par méthode UPb sur CAI. Amelin et al., (2002) a obtenu un
age de 4.567 Ga faisant donc des CAIS les plus
vieux solide du système solaire.
Figure 9 : la présence de 26Al dans les CAIs
attestent qu’ils ce sont formés dans les
premier million d’année du système solaire.
CAIS EN RESUME •
<1% en volume d’une chondrite (surtout carbonnée) •
Association de mx Réfractaires Cristallisé (Ca,Al) a haute Tº, Séquence de condensation de 2000  1600ºK •
La composition chimique et notamment le fractionnement des éléments en traces indiquent que les CAI ce sont formés par condensation (f(T½Cdtº)), pas de processus « magmatique » (s.l.) •
Présentent des anomalies isotopiques « enorme » non dépendante de la masse (heritage (supernovae) ou processus de haute energie au debut du systeme solaire) •
Ils ont contenu des radionucléides a courte période (ex. 26Al) formation au tout début du systeme solaire •
Age radiochronologiques 4.567±0.001 Ga •
Les plus vieux solides du systeme solaire Figure 10: Diagramme schématique
représentant un modèle de formation des
inclusions réfractaires (CAIs) d’après Shu et
al., (2010). Dans ce modèle les CAIs se
forment sur la bordure intérieure du disque
d’accrétion (≈0.06 UA). Proche du jeune
soleil actif (phase T-tauri) les CAIs sont
irradiés ( fractionnement isotopiques
important et non dépendant de la masse) et
puis transportés par le vent-X (dispersés
dans le disque d’accrétion).
LES CHONDRES Les chondres sont des sphères millimétriques, composés principalement de minéraux ferromagnésiens (olivine + pyroxène) et accessoirement des métaux et des sulfures. Les chondres présentent des textures magmatiques de refroidissement indiquant qu’ils étaient auparavant complètement fondue. Indiquent  différentes températures de liquidus donc de composition et différentes vitesse de refroidissement. Tous les types de chondres (texturaux et chimiques) peuvent se retrouver dans une meme chondrite CHONDRES EN RESUME • Totalement Fondue @ 1500-­‐1900ºK • texture refroidissement rapide mais variable 5000-­‐10ºC/h. • Riche en Silicate Ferromagnesien – metal-­‐sulfure proportion modale variable • Composition variable e.g. Ca/Al. Ces variations ne sont pas totalement conforme avec volatilité des éléments (e.g. Al(cor)Na), effet « magmatique » (s.l.) • Etat redox variables (Eu/Eu*, Fe0/Fetot) • Formation ≈ 3Ma après premier CAIs, Rapport initial en (26Al/27Al)0 est variable 0-­‐5•10-­‐5, mais indique une formation 2±1 a 10 Ma après CAI  Multiple épisodes de formation étalés dans le temps et dans l’espace (≠ environnements de Formation), révèlent une certaine hétérogénéité compositionnelle de la nébuleuse solaire, Figure 11: Représentation des processus
impliqués dans la formation des
chondres : chauffage et fusion de la
poussière composant le disque
d’accrétion, croissance par collision entre
particules solides et fondues et aussi
échange entre gaz de la nébuleuse solaire
et les particules/objets fondues.
L’ensemble de ces processus permettent
de rendre compte des observations
suivantes : (i) présence de fragments de
CAI et de chondres dans des chondres
et/ou leurs bordures ignées des CAIS ; (ii)
croissance de pyroxène autour des
chondres de type I.