Rubin 2000

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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$$
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δ
17O=0.52 •
δ
18O
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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.
δ
18O=
18O/16 O
( )
mesuré
18O/16 O
( )
SMOW
⎛
⎝
⎜
⎜
⎞
⎠
⎟
⎟ −1
⎛
⎝
⎜
⎜
⎞
⎠
⎟
⎟ •1000
Δ17O= δ
17O−0.52 •
δ
18O
( )
Figure 6: isotopes de l’Oxygène

CHRONOLOGIE*DES*CAIS*
Figure 9 : la présence de 26Al dans les CAIs
attestent qu’ils ce sont formés dans les
premier million d’année du système solaire.
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Figure 8 : Age absolu obtenue par méthode U-
Pb 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.
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CAIS$EN$RESUME$
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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$CHONDRES$
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+,-.?(1*-*)1!H,)0@*;!!
_)02\@*)1! !différentes$ températures$ de$ liquidus$ donc$ de$ composition$ et$ différentes$ vitesse$ de$
refroidissement.$M,@3!?*3!1&.*3!0*!+V,)0/*3!41*%1@/=@%!*1!+V2-2\@*3:!.*@A*)1!3*!/*1/,@A*/!0=)3!@)*!-*-*!
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