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Des transferts de matière dans la nébuleuse solaire sont à l’origine des météorites primitives

Des lames minces de chondres mettent en évidence la diversité de leur structure cristalline. @ Antonio Ciccolella / Wikimedia Commons.

Les chondrites, des météorites primitives, sont des fragments de corps non différenciés, c’est-à-dire qu’ils n’ont pas connu de séparation entre un manteau silicaté et un noyau métallique. En raison de leur petite taille, ils sont restés homogènes. On reconnaît les chondrites au fait qu’elles comprennent des billes de 0,2 à quelques millimètres de diamètre appelées des chondres. Elles sont composées d’olivine et de pyroxènes, les principaux minéraux du manteau supérieur de la Terre, ainsi que de globules de fer et de nickel, des sulfures et du verre. L’alliage fer-nickel est le principal constituant du noyau des planètes rocheuses : le métal en fusion s’est séparé des silicates pour s’accumuler au centre de l’astre, sous l’effet de la gravité. C’est ce qu’on appelle une différenciation.

La présence de verre (un solide non cristallisé) dans les chondres et leur forme sphérique montrent que ce sont des gouttes de magma solidifiées en microgravité. Elles ont « flotté » dans le disque protoplanétaire, qui a donné naissance aux planètes et à tous les autres corps du Système solaire. Les chondres sont liés par une matrice de grains très fins pouvant contenir beaucoup de globules de fer et de nickel, des sulfures ainsi que de l’eau et des molécules organiques associées à des silicates hydratés (argiles et serpentine). Cette matrice est un agglomérat de poussières, qui étaient des minéraux microscopiques initialement riches en eau du disque protoplanétaire.

Météorite d’Allende, une chondrite carbonée de type CV. Elle est tombée en 1969 au Mexique.

Les chondrites carbonées, dites C, ont plus de 30 % de matrice. On les a réparties en plusieurs classes désignées par des lettres : les CR, CV et CK ont des chondres plus gros que ceux des CM et des CO. Les CI en sont quasiment dépourvues. Cette lettre correspond à la localité où la météorite type a été trouvée, Mighei en Ukraine dans le cas des CM. La célèbre météorite de Murchison, contenant des acides aminés, est de ce type. Les CI en sont proches et n’ont été trouvées qu’en six exemplaires, le premier à Ivuna en Tanzanie. Leur composition chimique, excepté en hydrogène, hélium et en d’autres éléments volatils, est identique à celle de la surface du Soleil (la photosphère) et reflète celle de la nébuleuse pré-solaire. C’est aussi la composition globale de toutes les chondrites.

La formation des chondrites est encore mal comprise. On constate ainsi qu’à l’intérieur d’une même météorite, à quelques centimètres de distance, les chondres peuvent avoir des caractéristiques différentes. Leurs âges s’étalent de 3 à 5 millions d’années après l’apparition des tout premiers corps solides, appelés les inclusions réfractaires. Cela peut s’expliquer par un brassage, au sein du disque protoplanétaire, qui aurait mêlé des chondres d’origines et d’âges différents, mais cette déduction va à l’encontre d’une autre observation : il existe une complémentarité apparente, chimique et isotopique, entre les chondres et la matrice. Par exemple, la matrice des chondrites carbonées a un excès de silicium et de fer par rapport aux chondrites CI. Les chondres en ont au contraire un défaut. On pense alors que ces météorites se sont formées dans un unique réservoir de composition solaire. Les éléments perdus par les chondres durant leur formation se seraient retrouvés dans la poussière, dont l’agglomération a donné la matrice. Mais cette idée, défendue par Herbert Palme, Dominik Hezel et leurs collaborateurs, ne s’accorde pas avec celle du brassage.

Trois scientifiques, Elishevah van Kooten et Frédéric Moynier, de l’Institut de Physique du Globe de Paris, et Arnaud Agranier, de l’université de Brest, viennent de présenter un modèle d’agglomération de chondres et de matrice qui concilie ces observations. Il fait appel à un transfert de matière à l’intérieur du disque protoplanétaire.

Les chondres pauvres en fer sont très abondants dans les chondrites carbonées de type CV, CR et CM, ainsi que dans d’autres chondrites dites ordinaires, et sont souvent entourés d’une coquille de fer-nickel et de sulfures. On peut supposer que durant le chauffage des corps précurseurs des chondres, deux liquides immiscibles composés l’un de silicates et l’autre de métal et de sulfures sont apparus. La rotation du chondre a été suffisante pour faire migrer le second liquide à la surface. Le chondre s’est cristallisé après avoir expulsé du fer et des éléments sidérophiles (nickel, cobalt, tungstène…), entouré de sa coquille métallique et sulfurée.

Par la suite, ces chondres se sont éloignés du Soleil, où des poussières de composition semblable aux chondrites CI, venues de zones plus éloignées, se sont agglomérées à eux. Elles ont formé une matrice dans laquelle le fer et les éléments sidérophiles des coquilles se sont diffusés. Cela explique la complémentarité apparente. Le processus a pu se produire dans des pièges à poussières où les planètes ne pouvaient pas naître et où les chondres subissaient un tri en fonction de leur taille.

Il reste à explique l’origine de ces gouttes de magma qu’étaient les chondres, sachant que les liquides ne sont pas censés exister dans le vide. De plus, pour que l’olivine et les pyroxènes soient fondus, leur température a dû excéder les 1 100 °C.

La meilleure hypothèse est que les chondres proviennent de planétésimaux : des corps de quelques kilomètres de diamètre. Ils étaient chauffés par des chocs et par la désintégration d’isotopes radioactifs à courte durée de vie qui n’existent plus maintenant, comme l’aluminium 26 et l’iode 129. Ces planétésimaux ont pu avoir une couche superficielle de magma surmontée d’une croûte fine. Des chocs auraient expulsé des gouttes de magma dans le vide.

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Elishevah M.M.E. van Kooten et al., A unifying model for the accretion of chondrules and matrix, Proceedings of the National Academy of Sciences, September 17, 2019.

https://www.pnas.org/content/116/38/18860

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