Chaussidon- diaposcours

Les météorites et la
formation du système solaire
ω
Marc Chaussidon,
CRPG-CNRS, Vandoeuvre-lès-Nancy
• La formation du Soleil et du système solaire dans le
contexte général de la formation des étoiles.
ω
t
t
• L’évolution du Soleil jeune et des étoiles jeunes analogues
3
3 GM2
nkT =
2
10 r
Si le terme de gauche est plus grand, l'énergie cinétique l'emporte et le
nuage est en expansion, par contre si le terme de droite est plus grand c'est la
gravité qui l'emporte et le
€ nuage se contracte. La masse critique au delà de
laquelle le nuage se contracte est appelée la masse de Jeans (MJ) et elle vaut
d'après l'équation précédente:
Cela se produit
dans des nuages
de masse ≈106-108 M
ω
ω4
ω3
Effondrement d’une partie d’un nuage moléculaire interstellaire
L
ω1
ω2
• Les météorites : des échantillons d’avant, de pendant et
d’après la formation des planètes
3
On suppose que le nuage est
au départ en rotation lente
L
Lorb
L
ω
€
ω
L4
L3
L2
L1
ω2
ω1
ω4
ω3
La conservation de l’énergie
permet de prédire l’évolution
du nuage (masse de Jeans, rayon
de Jeans, temps de chute libre
moyen) et l’organisation de la
matière sous forme d’un disque
en rotation et sa fragmentation
en plusieurs “sous disques”
(étoiles multiples)
1
1
⎛ 15kT ⎞ 2
⎛ 5kT ⎞ 2 ⎛ 3 ⎞ 2
MJ = ⎜
⎟
⎟ ⎜
⎟ et R J = ⎜
⎝ 4πρGmat ⎠
⎝ Gmat ⎠ ⎝ 4πρ ⎠
( R = 8,31JK −1mol −1 , k =
€
4
(avec : M = ρ πr 3 = n × mat )
3
€
Pour ρ=105H/cm3, T = 50 K
RJ=6,69x1015 m (= 0,2 pc)
MJ =1,5x1035g = 76M
R
= 1,38 × 10 −23 JK −1, G = 6,6742 × 10 −11 m3kg −1sec −2 )
N €
L ' a p p l ication numérique montre que
€
• pour€ un nuage HI diffus
(avec = 25 H cm-3, T = 100 K), MJ ≈
20000 M (1 M= 1,9891x1030kg) alors que les masses typiques de ces nuages
sont de l'ordre de 1 à 100 M: le nuage ne se contracte pa s .
• pour le coeur dense d'un nuage moléculaire (avec = 105 H cm-3, T = 10
K), MJ ≈ 10 M alors que les masses typiques de ces nuages sont de l'ordre de 10
à 1000 M: le nuage se contracte.
1
Si le nuage au départ est animé d'un mouvement de rotation (même faible),
la conservation du moment cinétique fera que lors de l'effondrement, le nuage
prendra la forme d'un disque en rotation.
2
ω ⎛ r0 ⎞
2
L = I × ω = L0 = I × ω0 avec I = Mr 2 de sorte que :
= ⎜ ⎟
ω 0 ⎝ r ⎠
5
La conservation du moment fait que augmente quand r diminue
GM
€ L'accélération radiale à€une distance r du centre est :
r2
€
Cette accélération a deux composantes:
ω
• a(r): accélération due au fait que r diminue
• r 2: accélération due à la rotation
€
GM
2
= a(r) + rω
r2
GM
Quand atteint une valeur telle que 2 = rω 2 alors a(r) = 0 et l'effondrement
r
s'arrête. En faisant apparaître
la vitesse initiale ( v 0 = ω 0r0 ), on obtient :
€
Lorsque que la contraction a commencé le temps de chute libre minimum
(tcl) peut être calculé en supposant au départ un effondrement à température
constante (la chaleur est irradiée car le milieu est diffus) : un atome dans le
nuage initialement au repos va subir une accélération a due à la force de gravité :
a=
GM(r) 4πGrρ
=
3
r2
1
avec une accélération constante, l'équation du mouvement est : at 2 = r
2
€
3
t cl =
et donc :
2πGρ
€
Le temps de chute libre d'un nuage ne dépend pas de son rayon mais juste
de sa densité.
€
Le
c a lcul donne <105 ans pour = 108 H cm-3 ou <106 ans pour = 106 H cm-3:
ordre de grandeur de l'ordre de la centaine de Ma au Ma .
2
r v 0 r0
=
r0 GM
Pour v0 =1km/sec €
15 m
r€
0 = RJ = 6,69x10
MJ =1,5x1035g €
G = 6,67x10-11m 2 kg-1sec-2
r/r0= 0,5
L ' e f f ondrement perpendiculaire à l'axe de rotation s'arrête mais le nuage
€ continue à s'effondrer dans la direction de l'axe de rotation: il forme un disque.
Durant l'effondrement une densité plus forte se développe au centre et le
nuage va s'effondrer à différentes vitesses entre le coeur et le bord.
Au fur et à mesure de l'effondrement, augmente et si T est constant,
MJ diminue et donc des petites parties du nuage peuvent s'effondrer par elles
mêmes : le nuage se fragmente. Si augmente le temps de chute libre diminue
aussi de sorte que ces fragments individuels s'effondrent plus rapidement que
l'ensemble du nuage. D'un nuage de départ on est passé à de nombreux petits
fragments qui s'effondrent (les étoiles naissent à plusieurs).
3
ω2
1
" 5kT % 2 " 3 % 2
MJ = $
' $
'
# Gm at & # 4() &
ω1
ω4
1
ω3
!
$ 15kT ' 2
RJ = &
)
% 4"#Gm at (
t cl =
!
Si au départ le nuage est homogène en densité ( 0), toutes les particules à une
distance r du centre ont une même accélération : toutes les particules bougent
de dr en un temps dt.
⎛ r ⎞3
On a : ρ = ρ0 × ⎜ 0 ⎟
⎝ r ⎠
⎛ r 3 ⎞
dr
dρ
= −3
Et donc dρ = −3ρ0 × ⎜⎜ 04 ⎟⎟dr soit
r
ρ
⎝ r ⎠
€
Plus la sphère de départ est petite (r petit) plus d / est grand, c'est à dire plus
la densité augmente rapidement. Le coeur du nuage se contracte plus vite que les
€
bords. Une proto-étoile
puis un disque d'accrétion en
€ se forme avec un nuage
rotation autour.
3
2"G#
!
2
Le Soleil est il une étoile particulière (Adams 2010) ?
0,12 x 0,3 x 0,2 = 0, 0072 (x proba planètes 0,1-0,5 x proba habitables ?….)
Les disques de poussières
sont visibles : les poussières
chauffées émettent un excès
de lumière dans l’IR
• Distribution en masse des étoiles: le Soleil est relativement massif (proba de 12%)
Les observations montrent que l’on peut décrire la distribution des étoiles massives
selon une loi du type suivant:
dN*
-( # +1)
= F1 " # " m
dm
F1 est la fraction d’une population stellaire
ayant une masse ≥ 1 M
F1 ≈0,12 et γ=1,5±0,5
• Le Soleil est un étoile unique sans compagnon (proba de 30%)
!
Les étoiles de faible masse n’ont pas de compagnon mais pour les étoiles plus massives
Deux exemples de
disques
à différents
stades d’évolution :
- 1 Ma
- 20 Ma
comme le Soleil, la proportion de ne pas être un système binaire est de ≈ 30%.
Cependant on ne peut pas exclure que le Soleil ait été un système binaire lors de sa
formation (mais dans ce cas le compagnon devait avoir une orbite éloignée pour ne pas
détruire le disque d’accrétion du Soleil et/ou perturber les orbites des embryons ou des
planètes)
• Le Soleil a une métallicité un peu élevée (proba de 25%)
Les étoiles de type G (comme le Soleil) ont un pic dans leur distribution de métallicité
(= somme de tous les éléments plus lourds que H) à [Fe/H] = -0,20. Seulement 1/4 des
étoiles de type G ont une métallicité comme le Soleil (pollution supernova ?)
([Fe/H] notation utilisée pour log10(Fe/H))
André (2002),
Reipurth (2005)
Spectre de la zone interne
du disque de l’étoile jeune (≈1 Ma)
(Herbig Ae) HD 142527 obtenu
Avec le VLTI (résolution 1-2AU)
Spectres des disques de
trois étoiles jeunes
(Herbig Ae)
Bandes principales des
silicates cristallisés:
- pyroxènes : 9,3 µm
- olivines = 11,2 µm
Évolution des grains
amorphes des zones
externes vers des grains
cristallisés dans les zones
internes
(mais trop de silicates cristallisés
dans la zone externe du disque
par rapport à ISM)
1. silicates cristallisés ≠ ISM
2. silicates primaires car pas
de silicate hydraté (?)
Van Boekel et al. 2004
Van Boekel et al. 2004
3
Observations dans l’IR du
disque de poussières autour
de β-pictoris (19 pc=63 an lum,
20 Ma, luminosité= 8.7 x solaire)
présence de disques de
poussières à 14, 28, 52, 82 AU
Pics de distribution
des grains
amorphes de 0.1µm
à 6AU, 12 AU et
30 AU
9.7 µm = silicate amorphe
11.2 µm =(Fe,Mg)2 SiO4 cristal
vert : silicate amorphe 0.1 µm
rouge : silicate amorphe 2 µm
bleu : cristaux de forsterite
Okamoto et al., 2004
Okamoto et al., 2004
La mesure de l’excès dans l’IR entre H (1,6 µm) et K (2,2 µm) montre
que les poussières disparaissent en ≈ 5 Ma
Disques de planétésimaux qui produisent en
permanence des grains de 0.1µm
Okamoto et al., 2004
Dutrey (2007)
4
• Les météorites : des échantillons d’avant, de pendant et
d’après la formation des planètes
5
Entre Mars et Jupiter il manque une planète ?
Loi de Titus- Bode
• ceinture de Kuiper
≈ 105 KBOs > 50km
• nuage de Oort (5x104 AU)
≈ 1012 objets, ≈ 1 M⊕
Caractéristiques de la
ceinture des astéroïdes
On a dans les tiroirs des muséums des échantillons de roche qui datent de
l’époque du disque d’accrétion et qui se sont formés alors que le
Soleil était encore dans sa phase T-Tauri et que les planètes
n ’étaient pas formées.
certaines météorites
Mais comment
les reconnaître et que nous disent
ces météorites ?
Orgueil
6
Météorites = 4 types de roches différentes
Métal pur
Roches
magmatiques
Parmi ces métorites ce sont les roches sédimentaires
qui sont les plus primitives : Chondrites
Métal + silicates
Roches
sédimentaires
Les chondrites ont la même composition chimique que le Soleil
Les chondrites sont les roches les plus anciennes
que l’on connaisse (cf PC 4)
L’isochrone de Patterson
4,5683 ±0,0003 Ga !
7
Les chondrites contiennent des minéraux réfractaires
Courtesy A. Davis
Les inclusions réfractaires (CAIs) sont les premiers solides
condensés à partir du gaz de la nébuleuse
Il existe une limite des glaces
en fait entre Mars et Jupiter
Traces de la condensation dans la composition chimique des chondrites
Mimas (390km)
Europe (3126 km)
8
Les chondres (70% de la masse des chondrites)
sont des billes silicatées correspondant à la fusion
éclair d’agglomérats de poussières dans le disque
d’accrétion
La structure des chondrites donne une image du processus
d ’accrétion : minéraux condensés à partir du gaz nébulaire
à différentes températures et ensuite agglomérés entre eux.
= étape vers la formation des planètes
Radomsky & Hewins (1990)
Deux types de différenciation
• la différenciation des silicates = fusion de silicates avec extraction
d’un liquide silicaté et production d ’un résidu silicaté (extraction
de la croûte à partir du manteau).
• la différenciation métal-silicate = fusion de silicates et réduction
avec production de liquides silicatés et métalliques immiscibles.
Le métal est observé
à toutes les
échelles dans les
météorites.
Scott, 2007.
50 µm
9
Expériences de réduction
au laboratoire
Règle de Prior
produit de départ : olivine chondritique
(riche en Fe :
métal
(Mg 0,53 Fe 0,47)2SiO4 olivine riche en Fer
Olivine
pauvre en Fe
0,3 (Mg 0,9 Fe 0,1)2SiO4 olivine pauvre en Fer
+
Verre de pyroxène
pauvre en Fe
0,7 (Mg 0,9 Fe 0,1) SiO3 pyroxène pauvre en Fer
+
0,9 Fe 0,9 Si0,1
+
0,5 O2
métal
gaz
Staunton
Le métamorphisme
(trace de l’histoire
géologique des planétésimaux
ou des embryons)
L’hétérogénéité chimique
résultant de la différenciation
métal silicate disparaît quand
l ’intensité du métamorphisme
dans le corps parent augmente
Santa Catharina
Springwater
10
classification des chondrites (Van Schmuss)
Les autres météorites sont plus jeunes (de quelques millions d ’années
à plusieurs milliards d ’années), sont différenciées, et ont subi du
métamorphisme.
Ce sont des
fragments
de petites
planètes ou
de planètes
(Lune, Mars, …)
• météorites de fer = noyaux métalliques de planétésimaux
• météorites fer-silicate = limite manteau-noyau
• achondrites (laves et cumulats) = manteau et croûte de planétésimaux
+ météorites lunaires et météorites martiennes
Solar system ?
André, 2002
11
Mass independent variations of Mg isotopes in Ca-, Al-rich refractory inclusions
due to radiogenic 26Mg excesses
δ26 Mg (‰)
20
15
10
-4
Δ26Mg
5
M FL
β
0
-3
-2
-1
0
δ25 Mg (‰)
1
2
-5
Data MacPherson et al., 2010
-10
26Mg
excess :
Δ26Mg δ26Mg - δ26Mg / β
The
26Mg
βequilibrium = 0.521
βkinetic = 0.511−0.514
excesses are due to the in situ decay of short lived 26Al
18
26
Δ26Mg = δ26Mg* (‰)
14
!
Mg t 0 +26 Al t 0 =26 Mg+26 Al
CAI components
" 26 Mg % " 26 Mg % " 26 Al %
" 27 Al %
$ 24
' = $ 24
' + $ 27 ' ( $ 24
'
# Mg & # Mg & t 0 # Al & t 0 # Mg &
!
T. Ireland
T. Lee
Hibonite
10
Slope : 26Al/27Al =
5.27 (± 0.17) x10-5
6
2
-2
Intercept : δ26Mg0=
0.021±0.064 ‰
0
10
Data MacPherson et al., 2010
20
30
40
27Al/24Mg
Davis and Richter (2005)
12
PLAty-hibonite Crystal (PLAC)
Hibonite
26 Al/27 Al
ratios inferred at the time of condensation of hibonites
Spinel-HIBonite Spherule (SHIB)
Fe-rich
silicate
Spinel
(MgAl2O 4)
Supracanonical (Young et al. 2005)
Blue-Aggregate (BAG)
Corundum
(Al2O 3)
20µm
Fe-rich
silicate
Perovskite
(CaTiO3)
Hibonite
Liu, Chaussidon, Gopel & Lee, 2011
Hibonite
Villeneuve, Chaussidon & Libourel, 2009
Villeneuve, Chaussidon & Libourel, 2009
Last melting/crystallization of chondrules
occurred ≈2-4 Myr after CAIs
13
Is such a chronology based on
26 Al
correct ?
Stellar
CAIs
5.2
26Al/27Al
(x10-5)
26Al/27Al
SHIBs
chondrules
PLACs
~0.8
Galactic bkgd
Time
Dauphas & Chaussidon, 2011
Dauphas & Chaussidon, 2011
14