à fleur deLune

radioactives, certaines réactions chimiques ou pro-
cessus physiques de changement de phase. De ce fait,
elle porte en elle l’enregistrement détaillé de l’histoire
de la matière au cours de l’évolution du système solaire,
de ses premières phases jusqu’à aujourd’hui.
Collecte de vent solaire
Or, les objets que nous pouvons physiquement étu-
dier – la Terre et son atmosphère, les météorites pri-
mitives et celles provenant d’autres corps planétaires
tels que Mars – ont subi des transformations. Ils ne
donnent accès qu’à des compositions isotopiques
modifiées. Les planètes externes telles que Jupiter
possèdent une atmosphère massive dont la compo-
sition est vraisemblablement proche de celle de la
nébuleuse protosolaire, et plusieurs missions spatia-
les ont permis de faire des avancées importantes sur
la composition isotopique de certains gaz. Ces don-
nées ne sont cependant pas suffisantes.
Le meilleur « échantillon » de la nébuleuse initiale
est à l’évidence le Soleil lui-même, car il comprend
plus de 99 % de la masse totale du système solaire. La
composition originelle de la nébuleuse a au moins
été préservée dans la partie externe du Soleil, région
isolée du cœur où se produisent les réactions nucléai-
res. La composition chimique de l’atmosphère du
Soleil est relativement bien connue grâce à l’analyse
L
e 9 septembre 2004, la mission spatiale
américaine Genesis revenait sur Terre.
Pendant plus de deux ans, elle avait col-
lecté dans l’espace les ions du vent solaire
qui s’étaient incrustés dans ses cibles en or
et en diamant en vue d’une analyse précise en labora-
toire. La mission a malheureusement connu un inci-
dent majeur dans sa phase de descente : ses parachutes
ne se sont pas ouverts, la capsule porte-échantillons
s’est écrasée dans le désert de l’Utah. Bien qu’abîmés
pendant ce crash, les échantillons sont encore assez
préservés pour permettre à la mission de remplir bien-
tôt son objectif prioritaire : déterminer très précisé-
ment la composition des couches externes du Soleil.
Le but est de comprendre non seulement à partir de
quel matériau le système solaire a émergé, mais aussi
quel enchaînement de processus a conduit d’un
mélange de gaz et de poussières à un Soleil entouré
de planètes et de petits corps de nature et de com-
position très variables.
Pour résoudre ce qui reste encore une énigme, il ne
suffit pas de connaître la composition chimique ini-
tiale. Il faut aussi étudier la composition isotopique
*
de certains éléments clés tels que l’oxygène, l’azote et
les gaz rares. Elle est en effet le reflet des différents
processus, comme les interactions entre la matière et
le rayonnement solaire ou cosmique, les décroissances
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LA RECHERCHE | AVRIL 2006 | Nº 396
ASTRONOMIE
EN DEUX MOTS
Pour comprendre les pro-
cessus qui ont donné naissance au système solaire
actuel, il faut connaître les compositions chimi-
ques et isotopiques de la nébuleuse primitive à
partir de laquelle il s’est formé. Les ions, issus des
couches externes du Soleil et envoyés sous forme
de vent dans tout le système solaire, en sont de
bons représentants. L’analyse de ceux qui se sont
incrustés dans les grains lunaires, rapportés il y a
trente ans par les missions Apollo, montre que des
processus d’irradiation ont transformé la matière
au cours de l’évolution du système solaire.
Le Soleil
à fleur de
Lune
Marc Chaussidon
est directeur
de recherches CNRS
au Centre de recherches
pétrographiques
et géochimiques (CRPG)
de Vandœuvre-lès-Nancy.
[email protected]nancy.fr
Bernard Marty
est professeur à l’École
nationale supérieure
de géologie de Nancy
et directeur du CRPG.
[email protected]nancy.fr
Les grains lunaires rapportés par les missions Apollo continuent à livrer leurs secrets.
Ils ont été bombardés par de la matière solaire dont la composition est proche de
celle de la nébuleuse qui a donné naissance au système solaire.
*
Les isotopes
d’un
élément chimique se
différencient par des
nombres différents
de neutrons dans
leur noyau atomique.

rites ou de comètes, et de l’amorphisation
*
des miné-
raux qui les constituent sous l’effet du bombardement
par les ions du vent solaire et du rayonnement cos-
mique galactique. D’une épaisseur moyenne de
10 mètres, le sol lunaire est constitué de fragments
de tailles variables allant de quelques nanomètres à
plusieurs centimètres. Sur des durées de plusieurs
centaines de millions d’années, ces fragments ont été
excavés, puis enfouis à nouveau sous l’impact des
bombardements successifs de météorites, un proces-
sus connu sous le nom de « jardinage ».
Dosage des gaz rares
Les durées d’exposition des grains du sol à la surface de
la Lune peuvent être estimées par le dosage de certains
isotopes des gaz rares produits par des réactions nucléai-
res lors des interactions avec le rayonnement cosmique
galactique de haute énergie. Ces dosages montrent que
chaque grain a une histoire spécifique d’exposition qui
le rend unique. Certains, en particulier, ont été exposés
à la surface de la Lune pendant des durées de l’ordre du
milliard d’années, ce qui en fait des collecteurs naturels
bien plus riches en vent solaire que n’importe quelle
expérience ne pourrait en produire.
Les gaz solaires implantés dans les grains rapportés par
les missions Apollo ont été extraits par chauffage sous
vide. Cette technique a un inconvénient : elle occasionne
un mélange des atomes, ce qui empêche de remonter à
leur distribution spatiale dans le grain. Cette distribu-
tion spatiale est pourtant fondamentale pour différen-
cier une contamination de surface et un ion solaire
implanté à des profondeurs caractéristiques allant de
50 à 1 000 nanomètres. Ces dernières années, au
de la lumière qu’il émet. Sa composition isotopique,
en revanche, reste largement inconnue.
Il faut donc récupérer des morceaux de Soleil. Il n’est
évidemment pas question de s’approcher de l’astre
du jour. Heureusement, lui vient à nous. En effet, le
gaz constituant l’atmosphère externe du Soleil, ionisé
du fait de sa température très élevée, est dispersé dans
l’espace sous forme d’un rayonnement de particules,
le vent solaire. Ce flux de particules d’énergie varia-
ble est constitué d’ions dont les abondances relatives
sont proches de celles mesurées dans le Soleil. Genesis
a été conçue pour capturer directement ces ions solai-
res, mais ceux-ci s’accumulent aussi à la surface des
corps planétaires dépourvus de champ magnétique
et d’atmosphère.
C’est le cas de la Lune. La collecte de vent solaire fut
d’ailleurs l’objet de la première expérience réalisée par
les astronautes d’Apollo 11 en 1969. Ils déployèrent une
feuille d’aluminium afin de le collecter et de le rappor-
ter sur Terre pour analyser les concentrations et
compositions isotopiques des gaz rares.
« Jardinage » lunaire
De plus, la Lune ne possédant pas de tectonique des
plaques, contrairement à la Terre, sa surface actuelle
est très ancienne. Elle a accumulé le vent solaire
implanté sur plusieurs milliards d’années comme l’ont
montré les analyses de l’hélium et du néon extraits des
grains rapportés par les missions Apollo
[1]
. Ces grains,
étudiés depuis trente ans en laboratoire, continuent
encore aujourd’hui à livrer leurs secrets.
Le sol lunaire, appelé régolite, est le résultat de la
fragmentation des roches lors d’impacts de météo-
Nº 396
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AVRIL 2006
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LA RECHERCHE
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59
[1] J. Geiss et al.,
J. Geophys. Res., 75,
5972, 1970.
LA LUNE ne possédant
pas d’atmosphère ni
de champ magnéti-
que, les ions solaires
s’incrustent dans son
sol, sans être altérés.
© NASA/SPL/COSMOS
*
L’amorphisation
est le passage,
au niveau
microscopique,
d’une structure
cristalline à un état
désorganisé.

L’ANALYSE
d’un grain rapporté
par les missions Apollo montre
qu’il ne contient que très peu
d’azote-15 (courbe rouge) à
environ 50 nanomètres de pro-
fondeur. Comme la courbe
bleue montre que le grain ne
contient pas de deutérium
(c’est même la concentration
de deutérium la plus faible
jamais mesurée), c’est donc
qu’il n’a pas été contaminé par
des matériaux météoritiques.
Sa teneur en azote reflète celle
du vent solaire et de la nébu-
leuse primitive.
©
INFOGRAPHIE : BRUNO BOURGEOIS
Un grain lunaire non contaminé
Fig.1
[2] M. Chaussidon
et F. Robert, Nature,
402, 270, 1999.
[3] K. Hashizume et al.,
Science, 290, 1142, 2000.
[4] J. F. Kerridge, Rev.
Geophys., 31, 423, 1993.
[5] C. Engrand et
M. Maurette, Meteorit.
Planet Sci., 33, 565, 2002.
[6] R.N. Clayton et al.,
Science, 182, 485, 1973.
[7] C. Allègre et al.,
Geochim. Cosmochim.
Acta, 59, 1445, 1995 ;
Y. Amelin et al., Science,
297, 1678, 2002.
CRPG de Nancy, le développement de techniques
de chauffage laser de grains, couplé à de la spectromé-
trie de masse, et l’utilisation d’une sonde ionique ont
vaincu ces dernières difficultés
[2, 3]
.
Variabilité de l’azote
Nos efforts ont tout d’abord porté sur l’étude de l’azote,
élément pour lequel une controverse scientifique exis-
tait depuis une trentaine d’années : pourquoi le rapport
de concentration entre l’azote-15 et l’azote-14 varie-t-
il d’environ 30 % dans les grains lunaires, alors que sur
Terre il ne varie au maximum que de 2 % ? Certains
considéraient que ces variations isotopiques reflétaient
une évolution de la composition isotopique de l’azote
solaire au cours du temps
[4]
. Comme il n’existe, en
physique solaire, aucun processus connu capable d’en-
gendrer une telle variation isotopique, il nous a paru
plus raisonnable de chercher si cette variation pouvait
refléter un mélange, variable dans le temps, de deux
types d’azote de composition isotopique, et donc d’ori-
gine très différentes. La Lune reçoit en effet, en plus
du vent solaire, des matériaux météoritiques et comé-
taires qui peuvent être riches en azote.
C’est à travers le deutérium, l’isotope lourd de l’hydro-
gène, que nous avons récemment différencié ces deux
types de sources. En effet, si cet hydrogène lourd
était présent dans la nébuleuse protosolaire, il n’y
en a pas sur la Lune, probablement à cause des pro-
cessus de volatilisation qui se sont produits lors de
sa formation. Le Soleil n’en contient pas non plus,
car le deutérium a été brûlé durant les premiers sta-
des de formation de notre étoile. Tout grain lunaire
contenant du deutérium a donc été enrichi par une
autre source que le vent solaire.
L’analyse des grains lunaires
[3]
a été conduite en
1999 avec la sonde ionique du CRPG par Ko
Hashizume de l’université d’Osaka lors de son séjour
à Nancy. Les résultats obtenus sur plusieurs grains
de sols différents sont probants : dans ceux dépour-
vus de deutérium, l’azote est appauvri de 24 % en
azote-15 par rapport à l’azote-14 à la profondeur
d’environ 50 nanomètres, celle où la majorité des
ions solaires sont implantés
[fig. 1]
. Par contre, les
grains riches en deutérium présentent une compo-
sition isotopique en azote équivalente à celle des
météorites, en accord avec une origine liée aux
apports météoritiques ou cométaires sur la Lune.
L’analyse isotopique de l’azote et des gaz rares sur des
grains individuels, effectuée par spectrométrie de
masse sous chauffage laser, confirme ce mélange. Elle
nous a entre autres permis de montrer que le flux
météoritique ou cométaire nécessaire pour expliquer
les variations isotopiques observées dans les sols lunai-
res est tout à fait comparable à celui qui a été quantifié
sur la Terre à partir des micrométéorites récoltées dans
les glaces antarctiques
[5]
.
Inclusions réfractaires
Mais l’azote n’était pas le seul élément à problème :
l’oxygène présentait aussi une variabilité étonnante.
Il y a plus de trente ans
[6]
, on a en effet décelé, dans
les inclusions réfractaires que contiennent des météo-
rites primitives, un excès de l’ordre de 5 % de la concen-
tration d’oxygène-16 par rapport aux
compositions terrestres et météoriti-
ques moyennes. Ces inclusions réfrac-
taires sont, pour l’instant, les plus
vieux solides que l’on ait pu dater dans
le système solaire avec un âge de
4,567 milliards d’années
[7]
. Aucun
processus bien établi ne peut expliquer
cette différence de composition isoto-
pique pour cet élément majeur du sys-
tème solaire. Ni la condensation ni
l’évaporation, la cristallisation ou les
échanges avec un fluide ne résolvent
la question, car ces processus produi-
sent des variations corrélées des
concentrations des trois isotopes de
l’oxygène (oxygène-16, oxygène-17 et
oxygène-18), et non des variations de
60
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LA RECHERCHE | AVRIL 2006 | Nº 396
ASTRONOMIE
Azote
- 14/
Azote
- 15
Deutérium/Hydrogène
0
-100
-200
800
400
-800
-400
0
0 50 100 150 200
Profondeur (en nanomètres)
CE R TAINS CO LLEC-
TEURS OU FRAGMENTS
DE COLLECTEURS de la
capsule Genesis ont
été récupérés et sont
en cours d’analyse.
Malgré le crash final
dans le dése rt de
l’Utah, la mission est
un succès. © NASA/JSC

OBSERVÉS AU MICROSCOPE ÉLECTRONIQUE À BALAYAGE,
les grains de métal des sols lunaires sont couverts de
cratères d’impact. Ils ressemblent, toutes proportions
gardées, à la surface de la Lune. © CPRG
la concentration de l’un des trois. Jusqu’à présent, ces
inclusions réfractaires étaient plus ou moins considé-
rées comme des « anomalies ».
Comme pour l’azote, l’analyse de la composition iso-
topique de l’oxygène du vent solaire n’est pas évidente
dans les roches lunaires. Notre satellite en contient
de grandes quantités incluses dans les silicates de son
manteau et de sa croûte, et bien sûr aussi dans les
minéraux du régolite. Cet oxygène lunaire masque
a priori
complètement l’oxygène solaire implanté.
a priori complètement l’oxygène solaire implanté.a priori
Excès d’oxygène-16
Cependant, il se trouve que le sol lunaire contient aussi
des particules de métal de quelques micromètres. La
moitié d’entre elles est d’origine lunaire, le reste étant
des fragments de métal provenant des météorites qui
bombardent la Lune. Ces grains de métal contiennent
très peu d’oxygène intrinsèque. Ils sont donc des cibles
de choix pour détecter et mesurer
l’oxygène du vent solaire qui s’y
est implanté. Les analyses de la
surface de ces grains, que nous
avons effectuées à la sonde ioni-
que, ont montré récemment la
présence d’une composante d’oxygène enrichi en oxy-
gène-16 de 2 % par rapport aux deux autres isotopes 17
et 18
[8]
. Cela implique que la composition isotopique
du Soleil et du gaz originel de la nébuleuse est enrichie
en oxygène-16 d’environ 5 %, car nous n’avons sans doute
pas extrait un composant solaire absolument pur.
Ce résultat est spectaculairement proche de la com-
position des inclusions réfractaires, qui témoignent
ainsi de la composition initiale du système solaire.
Ces inclusions réfractaires ne sont donc pas des « ano-
malies ». Il faut sans doute retourner l’argument à la
Terre, à Mars et aux astéroïdes.
Ces déterminations des compositions isotopiques de
l’azote et de l’oxygène du Soleil esquissent une image
du système solaire très différente de ce qui était pré-
cédemment imaginé. L’essentiel des échantillons
solides du système solaire (provenant de la Terre, de
Mars ou des astéroïdes) que nous avons dans les tiroirs
des laboratoires n’aurait pas du tout la composition
isotopique de la nébuleuse à partir de laquelle il s’est
formé. Cela est aussi vrai pour le carbone qui est enri-
chi en carbone-12 d’environ 12 % dans le vent solaire
par rapport à la Terre et aux météorites
[9]
.
Ces éléments sont très importants pour comprendre
les processus qui ont engendré cette diversité. Il se
peut, par exemple, que certaines réactions fondamen-
tales soient capables de modifier les compositions
isotopiques d’une manière jusqu’à présent inconnue.
De tels effets ont déjà été découverts en ce qui concerne
l’ozone
[10]
de la haute atmosphère terrestre. Plusieurs
scénarios sont à l’étude pour essayer de produire de
tels effets isotopiques lors de la condensation des soli-
des dans le gaz de la nébuleuse primitive. L’un d’entre
eux, proposé initialement par Mark Thiemens, de
l’université de Californie
à San Diego, puis récem-
ment par Robert Clayton
de l’institut Enrico Fermi
d e l ’u n i v e r s i t é d e
Chicago
[11]
, est l’irradia-
tion du monoxyde de carbone et du diazote du disque
d’accrétion par un flux intense de lumière UV en pro-
venance du Soleil en formation. Par un effet d’auto-
écrantage de la lumière UV, une dissociation préfé-
rentielle des isotopomères
*
peu abondants du
monoxyde d’azote (
12
C
17
O,
12
C
18
O,
13
C
16
O) ou du
diazote (
15
N
14
N) peut se produire à une certaine dis-
tance du Soleil. Ce serait la source d’un enrichisse-
ment en oxygène-17, oxygène-18, carbone-13 et azote-
15 des solides formés à cet endroit.
Si tel est le cas, toute la matière constituant les planètes
telluriques a été affectée par ces processus. Cela ouvre
de nouvelles perspectives sur l’importance des proces-
sus d’irradiation dans la formation des premiers soli-
des dans le système solaire, ainsi que sur la dynamique
des grains dans le disque d’accrétion.
M. C., B. M.
ÉCHANTILLONS
Lune, Genesis, Stardust
❚ LES PREMIERS ÉCHAN-
TILLONS de matière extra-
terrestre récoltés in situ
furent les roches lunaires
rapportées par les missions
américaines Apollo et sovié-
tiques Luna. Avec les retours
des missions Genesis en sep-
tembre 2004 et Stardust,
fin 2005, nous possédons
aujourd’hui deux autres
sources d’échantillons dont
les origines sont certaines.
Ces trois sortes de maté-
riaux de nature différente
donneront des indications
sur la composition initiale
du système solaire. Aussi
bien les grains du régolite
lunaire que les ions du vent
solaire ou que les grains
cométaires. Chacun témoi-
gne des processus à l’œuvre
dans le système solaire, à
des distances différentes, en
des temps différents. Une
bonne manière de lire l’his-
toire du système solaire,
grâce aux outils disponibles
dans les laboratoires.
[8] K. Hashizume
et M. Chaussidon,
Nature, 434, 619, 2005.
[9] K. Hashizume et al.,
ApJ., 600, 480, 2004.
[10] M. H. Thiemens
et J. E. Heidenreich,
Science, 219, 1073, 1983.
[11] R. N. Clayton,
Nature, 415, 860, 2002.
❚ Le site du centre
de recherches
pétrographiques
et géochimiques
de Vandœuvre-lès-
Nancy, en Meurthe-
et-Moselle.
www.crpg.cnrs
-nancy.fr/
Nº396
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AVRIL 2006
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LA RECHERCHE
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61
POUR EN SAVOIR PLUS
Des processus encore inconnus
ont modifié la composition
isotopique du système solaire
*
Un isotopomère
est une molécule qui
contient un isotope
spécifique d’un
de ses atomes.