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SCIENTIFIQUE
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Michel Champenois : Chargé de communication CRPG/CNRS.
tél : [phone]. fax : [phone]
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jeudi 31 mars 2005
Présentation de l’article publié dans le numéro du jeudi 31 mars 2005 de la
revue Nature :`
A non terrestrial 16O-rich oxygen isotopic
composition for the protosolar nebula
par
Ko HASHIZUME
Department of Earth & Space Sciences, Osaka University, 1-1 Machikaneyama,
Toyonaka, Osaka 560-0043, Japan,
Tel: [phone], Fax: [phone]
[email protected]
et
Marc CHAUSSIDON
Centre de Recherches Pétrographiques et Géochimiques, CRPG-CNRS, BP 20,
54501 Vandoeuvre-lès-Nancy , France,
Tel: [phone], Fax: [phone]
[email protected]
Un des grands objectifs de l’étude de la formation du système solaire est de
pouvoir retracer le chemin physique et chimique qui a conduit du mélange de
gaz et de poussières de la nébuleuse de départ aux premiers minéraux formés
du gaz aux premiers minéraux : les questions essentielles
L’article en diagonale
La composition isotopique de l’oxygène du Soleil vient d’être mesurée
précisément pour la première fois. Les résultats obtenus à partir de
l’analyse par sonde ionique des grains de métal contenus dans le sol
lunaire 79035 (Apollo 17), démontrent que, contrairement à l’idée com-
munément admise, la Terre, Mars et l’essentiel des météorites ont une
composition isotopique de l’oxygène très différente de celle du Soleil ou
de la nébuleuse solaire de départ. Cette observation ne peut s’expliquer
que si les premiers minéraux fabriqués il y a 4,5 Milliards d’années à
partir du gaz de la nébuleuse solaire se sont formés par des réactions très
particulières, probablement à proximité du Soleil en formation dans un
ux intense de lumière UV.
quelques détails supplémentaires

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dans le système solaire. Les observations astrophysiques les plus récentes des
étoiles jeunes et des disques protoplanétaires qui les entourent montrent que,
très tôt dans l’histoire du disque, des grains dont la taille et la composition
évoluent sont présents dans le disque. Par ailleurs, la datation des météorites
différenciées, qui sont des fragments de petits corps planétaires de taille pluri-
kilométrique, montre que ces objets se sont formés et ont fondu quelques mil-
lions d’années seulement après le début de la formation du système solaire.
Quels sont donc les processus essentiels qui ont gouverné l’évolution de la
composition de la matière du système solaire lors du passage du gaz aux pre-
miers minéraux et aux premières planètes ?
Une des approches suivies pour répondre à cette question est de rechercher
dans les météorites les plus primitives, c’est à dire dans celles qui peuvent
être considérées comme des «fossiles» des premiers temps de l’évolution du
système solaire, des changements de composition chimique et isotopique spé-
ciques de certains processus physiques ou chimiques. A cet égard , la décou-
verte il y a plus de 30 ans par Robert Clayton (Université de Chicago) que
les différents composants des météorites primitives recélaient de très grandes
variations de la composition isotopique de leur oxygène a démontré que la
composition isotopique de l’oxygène était sans doute l’un des traceurs les plus
efcaces de ces processus. L’oxygène a trois isotopes stables (les isotopes d’un
élément chimique se différencient par leur nombre de neutrons dans le noyau
atomique, c’est à dire par leur masse) de masses atomiques respectives 16, 17
et 18, 16O étant l’isotope le plus abondant et 17O et 18O représentant en moyenne
sur Terre respectivement 0,04 % et 0,2 % de l’oxygène total. Dans les météori-
tes primitives ces proportions varient de plus de 5 % en relatif alors que l’oxy-
gène est l’un des éléments chimiques essentiels des météorites et des planètes
(il constitue environ la moitié de la masse totale des minéraux et des roches).
Une telle hétérogénéité de composition dans le système solaire est, jusqu’à
présent, restée une des grandes énigmes de l’étude des météorites.
Des considérations théoriques et de nombreuses études expérimentales ont
montré que la manière dont variaient les compositions isotopiques de l’oxy-
gène ne pouvait pas être expliquée par les processus physiques et chimiques
«classiques» tels que l’évaporation, la condensation, la fusion, la cristallisa-
tion ou l’interaction avec de l’eau. Plusieurs hypothèses ont été proposées pour
expliquer cette hétérogénéité à grande échelle des compositions isotopiques de
l’oxygène, comme par exemple l’injection dans le système solaire en forma-
tion de grains riches en 16O provenant d’une supernova, mais aucune de ces
hypothèses ne fait l’unanimité ou n’a pu être démontrée jusqu’à présent. La
raison essentielle de cette incertitude est qu’en fait la composition isotopique
des processus atypiques pour des compositions isotopiques exotiques
composition isotopique de l’O2 : l’inconnue de l’évolution du Soleil

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de la nébuleuse solaire de départ, c’est à dire du mélange de gaz et de poussiè-
res provenant du milieu interstellaire, est inconnue, de sorte qu’il a été impos-
sible jusqu’à présent de comprendre les compositions des météorites dans un
modèle évolutif à partir d’une composition de départ connue. Cette composi-
tion isotopique de départ est pourtant a priori celle de l’atmosphère du Soleil
aujourd’hui car près de 99% de la masse totale du système solaire est dans le
Soleil et aucun processus connu ne peut l’avoir modiée depuis 4,5 milliards
d’années.
La connaissance de la composition isotopique de l’oxygène du Soleil est
un tel enjeu scientique que la NASA a effectué une mission spatiale (mission
Genesis) pour collecter du vent solaire et le ramener sur Terre pour pouvoir
analyser précisément sa composition isotopique. Le vent solaire correspond
à un ux de particules d’énergies variables qui sont accélérées dans l’atmos-
phère du Soleil et émises en permanence dans tout le système solaire. Les
collecteurs de Genesis sont rentrés sur Terre en septembre 2004 et vont être
analysés en 2005, dès que les techniques seront au point. Une autre approche
est cependant possible pour obtenir des ‘échantillons de Soleil’
Pour trouver la composition isotopique de l’oxygène du vent solaire, nous
avons analysé les minéraux des sols lunaires ramenés par les missions Apollo.
La Lune n’ayant pas d’atmosphère ni de champ magnétique, sa surface est en
permanence exposée au vent solaire. Les particules solaires, selon leur éner-
gie, s’implantent dans les minéraux du sol sur des profondeurs allant de la
dizaine de nanomètres au micromètre. Grâce à l’utilisation de la sonde ionique
à grande sensibilité du CRPG de Nancy, il a été possible d’analyser la compo-
sition isotopique de l’oxygène dans ces couches minces à la surface des grains
lunaires. La mesure de l’oxygène solaire implanté est possible dans les grains
de métal qui sont présents dans les sols lunaires : ces grains de taille de l’or-
dre de quelques dizaines de micromètres sont dépourvus d’oxygène structural
qui ne cache donc pas le signal provenant de l’oxygène solaire implanté. Ces
grains de métal sont issus soit de la cristallisation des magmas lunaires dans
des conditions réductrices soit de l’apport de métal météoritique par impacts
sur la Lune. Sur les 199 grains magnétiques extraits du sol lunaire 79035
(Apollo 17), 38 présentaient des surfaces permettant une analyse par sonde
ionique et parmi ces 38 grains un signal provenant de l’oxygène du vent solaire
implanté a été détecté dans 8 grains.
Apollo n’a pas encore livré tous ses secrets
des échantillons de Soleil ramenés sur Terre

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Ces huit grains montrent tous, sous une couche d’oxydes de surface
(formée sur la Lune ou sur Terre), un enrichissement en 16O vers 1 micromètre
de profondeur de l’ordre de 2 % (en relatif) par rapport à la composition de
la Terre. Cette composition isotopique qui n’a aucun équivalent connu dans
les météorites est celle du vent solaire de haute énergie. A partir de cette com-
position, mesurée pour la première fois, il est possible de prédire que le vent
solaire de basse énergie et donc l’atmosphère du Soleil a une composition iso-
topique de l’oxygène enrichie en 16O d’environ 4 à 5% (en relatif) par rapport
à la Terre. Cette composition doit être celle de la nébuleuse solaire de départ :
elle correspond à la composition extrême observée dans les météorites primiti-
ves. Cette composition très riche en 16O est en effet celle des minéraux les plus
réfractaires connus dans les météorites : ces minéraux semblent être les miné-
raux les plus anciens formés dans le système solaire, à très haute température,
probablement à proximité du Soleil.
Il apparaît donc que, à l’exception de certains minéraux réfractaires très
rares, l’essentiel des météorites, la Terre et Mars ont une composition isotopi-
que de l’oxygène très différente de celle du Soleil ou de la nébuleuse solaire
de départ. Les planètes telluriques et les astéroïdes sont appauvris en 16O.
Dans l’état actuel des connaissances, cette différence ne peut être produite
que par un nombre très limité de processus opérant dans le gaz, soit des réac-
tions chimiques non dépendantes de la masse, soit une irradiation du gaz de
la nébuleuse par une lumière UV intense, probablement celle provenant du
Soleil jeune. Dans cette dernière interprétation le gaz CO (qui est la forme sous
laquelle l’oxygène est présent dans le gaz) est photo-dissocié par la lumière
UV du Soleil, ce qui produit, en profondeur dans le disque, des zones appau-
vries en 16O dans lesquelles vont se former les premiers solides. Seules des
régions très restreintes à proximité du Soleil dans le disque d’accrétion sem-
blent pouvoir correspondre à ces compositions isotopiques particulières de
l’oxygène. L’essentiel des minéraux constituant les planètes du système solaire
doit donc s’être formé à proximité du Soleil et doit ensuite avoir été distribué à
plusieurs unités astronomiques pour former les astéroïdes, Mars et la Terre.
la Terre, Mars et les météorites différentes du Soleil
un millième de millimètre pour la composition du Soleil
quelques grains du sol lunaire 79035 échantillonné par la mission spatiale Apollo 17