Météorites –

Conférence-exposé sur les météorites destiné au lycée

Tristan FERROIR — Tue, 23 Mar 2010 12:56:27 +0000

J’ai préparé il y a quelque temps une conférence sur les météorites. J’ai depuis eu l’occasion de la tester dans différents lycées. Cette rencontre avec les lycéens est toujours intéressante surtout lorsqu’on a la possibilité d’amener des échantillons (ce que je fais!) : cela leur permet de voir et de toucher des météorites. Ces objets sont au départ toujours très mystérieux pour eux mais je crois que mon exposé leur permet de mieux comprendre ce que sont ces roches, comment on les reconnait et comment elles peuvent nous renseigner sur notre planète et sur le système solaire.

Je regrette simplement de ne pas pouvoir la faire plus souvent.

Vous trouverez ci-après le diaporama en version flash. Cette conférence est celle que j’ai faite récemment aux prépa bio BCPST du lycée du Parc et de la Martinière. N’hésitez pas à commenter cet exposé s’il vous est utile ou si d’aventure, vous souhaitez que je vienne faire un tour dans votre lycée. Un exposé plus complet est disponible sur cette page.

Cliquez sur le diaporama pour passer à la diapo suivante

Le polymorphisme du carbone dans les météorites choquées : découverte de forme ultra-dures, plus dures que le diamant

Tristan FERROIR — Fri, 05 Feb 2010 10:51:51 +0000

Nous avons recemment publié un papier dans EPSL (Earth and Planetary Science Letters) intitulé « Carbon polymorphism in shocked meteorites: Evidence for new natural ultrahard phases ». J’en fais un long résumé ci-dessous. (English version available here). Les commentaires sont les bienvenus

Nous avons étudié les différentes occurences du carbone présents dans les ureilites et plus particulièrement dans l’ureilite Havero. Pour ceci, nous avons réalisé des lames minces polies par polissage à la pâte diamantée. Nous avons ensuite repéré deux zones carbonées distinctes par microscopie réfléchie. Des observations plus précises ont ensuite été réalisées sur un MEB environnemental, pour éviter le dépôt d’une couche de carbone sur l’échantillon à observer pour éviter toute contamination de l’échantillon par du carbone amorphe. Les observations microscopiques montrent qu’on peut délimiter différentes régions au sein des zones carbonées que nous avons étudiées. La Figure 2.41 montre une de ces zones observées ainsi qu’un schéma d’interprétation de la structure.

FiG. 2.41 - Une des zones carbonées d'Havero. En haut à droite, l'aspect en microscopie optique et l'image MEB correspondante au centre. On remarque que cette zone est fortement mal polie et est en relief par rapport à la matrice silicatée. L'encart en bas à gauche montre l'arrangement spatial de la zone le long de la ligne blanche sur l'image MEB.

On constate que les zones carbonées sont faiblement polies, granuleuses et qu’elles peuvent présenter des proéminences au dessus de la matrice silicatée jusqu’à des hauteurs de 13 um. L’arrangement spatial est concentrique avec des zones à faible relief (Zone A) vers l’extérieur de la zone carbonée, des zones à forts reliefs vers le centre (Zone B) et un mamelon à très fort relief (Zone C) tout au centre. Afin de vérifier la pureté chimique de ces zones, nous les avons extraites au moyen d’une microforeuse et les avons montées dans des disques d’acier troués. Ceci permet une étude par fluorescence X et diffraction des rayons X, le trou permettant au faisceau de passer à travers l’échantillon sans interaction avec le disque d’acier. Grâce à ce montage, nous avons pu réaliser des cartographies en fluorescence et en transmission des rayons X (Figure 2.42). Ces résultats montrent d’une part que la zone a une densité faible puisque la transmission est maximum dans la zone carbonée. Ceci permet d’imager la zone carbonée entière et donne un indice sur sa pureté. D’autre part, on constate que cette même zone est très pauvre en Ca, Mn, et en éléments plus lourds tels que le Fe par exemple.

FlG. 2.42 - a) Cartographie en transmission et cartographie chimique du Mn (b) et du Ca (c)

Nous avons alors mené des études en spectroscopie Raman au sein des différentes zones identifiées précédemment. La zone A est essentiellement constituée de graphite désordonné (bandes G, D et D’ présentes) et de petits diamants (un seul pic à 1331 cm^-1). La zone B est quant à elle constituée d’un mélange de graphite ordonné et de diamants, nanodiamants ou lonsdaleite, le pic Raman pouvant aller de 1331 cm^-1 à 1322 cm^-1. Enfin, la zone C est composée d’une phase présentant les pics caratéristiques du diamant du graphite mais aussi de nombreuses bandes additionelles. Certaines de ces bandes ont été attribuées à des défauts dans le graphite (1080, 1200, 1350 et 1500 cm^-1), de la lonsdaleite (1280 cm^-1) ou à des effets de taille (580 cm^-1), la plupart de ces bandes n’ont jamais été observées ni prédites pour aucun composé carboné.

FlG. 2.43 - Les différents spectres Raman obtenus au sein des phases carbonées des ureilites. Les zones sont les mêmes que celles identifiées dans la figure 2.41. La présence de deux phases répertoriées dans la zone C vient du fait que deux zones carbonées distinctes ont été étudiées et qu'elles ont montré deux phases différentes.

Nous avons poursuivi ces études de spectroscopie Raman par des investigations par diffraction des rayons X. Les données obtenues sur la première zone carbonée confirment les données Raman à savoir la présence de diamant, de graphite et d’une nouvelle phase. L’analyse de l’image de diffraction montre une forte orientation préférentielle entre les directions [001] du graphite et [111] du diamant comme en témoigne l’élargissement simultané pour des angles identiques des cercles de diffraction. Le spectre intégré a pu être indexé avec du fer bec provenant de la partie inférieure de la lame, du diamant 3C, du graphite non compressé et un nouveau polytype du diamant le 21R. C’est la première fois que ce polytype est observé que ce soit dans des matériaux synthétiques ou naturels. Il n’était jusqu’à présent que prédit théoriquement.

Dans la deuxième zone carbonée, la plupart des spectres acquis peuvent être indexés avec du graphite et du diamant ou de la lonsdaleite. Dans la zone la plus élevée, du graphite compressé, du diamant et de la lonsdaleite ou du diamant ainsi qu’une nouvelle phase ont été observés. Cette nouvelle phase a un spectre de diffraction X différent de tous les polymorphes du carbone connu y compris le 21R décrit précédemment. Cette phase a été indexée comme appartenant au groupe d’espace cubique Pm3m bien que l’asymétrie de la ligne (111) puisse la faire appartenir au groupe rhomboèdrique R3m. C’est dans un tel cas que le meilleur raffinement structural a été obtenu avec a = 3.5610(9) et a = 90.2(2)°. Ce nouveau polymorphe n’a jamais été observé ni même prédit par les calculs ab initio.

N dobs., A h k 1 dcalc, A I, % Phase

1	3,276	002		2,9	Gr
2	2,182	1 00		3,1	L
3	2,055	1 1 1	2,055	100	N*
4	1,928	1 0 1		2,3	L
5	1,780	200	1,780	7,2	N
6	1,451	2 1 1	1,543	5,1	N
7	1,257	2 2 0	1,258	3,7	N
8	1,185	3 0 0	1,186	14,2	N
9	1,072	3 1 1	1,073	10,8	N
10	1,024	2 2 2	1,027	2,7	N

Tab. 1: Indexation des plans cristallographiques de la nouvelle phase de carbone ultra-dure

L’existence de graphite compressé, non compressé et de diamant suggère un scénario complexe de formation de ces différents polymorphes du carbone. L’existence de graphite compressé suggère fortement un processus de choc. De plus, l’étude de la position de la bande D du diamant ainsi que de sa largeur à mi hauteur (FWHM) est en bon accord avec cette hypothèse. En effet, en comparant, la dispersion de ces deux valeurs aux données compilées par Miyamoto et al. [144], on constate que la quasi totalité de nos mesures tombent dans le champ de diamant formé par impact. Les quatre points hors de cette zone correspondent aux bandes des nouvelles phases.

Une étude similaire de la position
des bandes G du graphite ainsi que de leur FWHM permet dec alculer une compression correspondant à une pression résiduelle de 2.5GPa. Par ailleurs, si on utilise l’équation d’état du graphite pour les paramètres de mailles mesurés en diffraction des rayons X, on trouve une pression résiduelle comprise entre 2.5 et 4GPa ce qui est en très bon accord avec les données Raman. On peut donc penser que le graphite a été compressé à partir de graphite automorphe par le choc et que cette compression est un stade initial vers la formation de diamants et de nouvelles phases.

FlG. 2.44 - a) Plaque image de la zone contenant le polytype 21R du diamant, b) Son spectre intégré c) Plaque image contenant le nouveau polymorphe du carbone d) Spectre intégré du nouveau polymorphe

Cependant, nous avons aussi noté la présence de graphite non compressé. Nous pensons que ce graphite provient d’une rétromorphose du diamant durant la phase post-choc comme suggéré par Nakamura et al. Un modèle de conversion du diamant en graphite à haute température (2000K) a été proposé comme pouvant expliquer la formation d’îlots de graphite dans les diamants CVD. Ce modèle prédit aussi la formation d’une relation de parallélisme entre le plan (111) du diamant et (002) du graphite. De plus, Guillou et al., ont montré qu’en compressant du carbone noir (black carbon) on pouvait aussi obtenir une relation entre ces deux plans cristallographiques et un spectre Raman relativement complexe. Par contre, la compression d’autres précurseurs de type graphite polycristallin ou graphite orienté ne permet pas les mêmes observations montrant que le matériel de départ est extrêmement important.

Ainsi, les phénomènes de choc sur le système carbone dans les ureilites sont des contre-points essentiels aux expériences statiques et aux expériences de choc puisqu’ils ouvrent de nouvelles aires sur le diagramme de phase du carbone notamment étant donné le temps de choc permis dans les cas naturels.

FlG. 2.45 - Dispersions des valeurs caractéristiques en Raman du diamant montrant qu'ils sont formés par un phénomène de choc départ est important.

L’avion Air France Paris-Rio a-t-il pu être touché par une météorite?

Tristan FERROIR — Tue, 13 Oct 2009 13:59:12 +0000

La réponse directe à la question ici.

La question de la dangerosité des météorites ou des bolides impactant la Terre est bien connue de tous, que ce soit par le biais de films de science fiction ou par l’hypothèse d’un impact géant pour expliquer la disparition des dinosaures.

Surveillance des dangers dus aux astéroides géocroiseurs

Il existe un programme de surveillance des objets extraterrestres qui pourraient entrer en collision avec la Terre. Ce programme, est le NEO Program pour Near Earth Objects ou Objets Géocroiseurs. Les géocroiseurs sont l’ensemble des objets qui traversent l’orbite terrestre à un moment quelconque de leur histoire.

On distingue plusieurs types de géocroiseurs parmi lesquels :

les NECs : comètes passant près de la Terre ;
les NEAs : astéroïdes passant près de la Terre ;
les Potentially Hazardous Asteriods : Astéroides Potentiellement Dangereux, ce sont les astéroïdes passant à une distance inférieure à 7 480 000 km de la Terre et dont le diamètre est supérieur à 150 m.

Ces astéroïdes sont scrutés en permanence lorsque cela est possible (leur faible taille et donc leur faible luminosité rend parfois impossible leur suivi) afin d’affiner leurs trajectoires orbitales et de calculer la probabilité qu’ils ont de heurter la Terre. Cependant, cela ne veut pas dire qu’ils s’écraseront effectivement sur Terre. À l’heure actuelle, 145 astéroÏdes sur les 6398 objets géocroiseurs détectés ont été répertoriés comme dangereux. Le plus petit astéroïde géocroiseur découvert fait environ 3 mètres de diamètre.

À partir des différentes observations, chaque paramètre de l’astéroide est déterminé :trajectoire, diamètre, vitesse, date(s) de rencontre probable(s), probabilité de rencontre. À partir de ces données, la dangerosité de l’astéroïde est ensuite placée sur l’échelle de Torino qui va de 1 à 10. À l’heure actuelle, l’objet le plus dangereux est classé au barreau 1 de l’échelle de Torino : il s’agit de l’astéroïde 2007 VK184. Cependant, nous avons le temps puisque l’impact potentiel n’est prévu qu’entre 2048 et 2057.

Partie du tableau de classification des astéroides puvant impacter la Terre

Taille et nombres des météorites arrivant sur Terre

Lors de son entrée dans l’atmosphère, ce qui peut devenir une météorite doit d’abord traverser l’atmosphère. La présence de cette atmosphère induit des frottements sur les bordures de la météorite qui entraînent une ablation progressive du corps rocheux. Ces frottements sont aussi attestés par la lumière produite lors de la traversée de l’atmosphère.

Étant donné la pression atmosphérique qui existe sur Terre (10⁵ Pa c’est-à-dire que sur un mètre carré s’exerce une pression équivalente à celle d’une masse de 10⁵ kg), cela implique que les corps ayant une masse inférieure à 10 kg à leur arrivée au sommet de l’atmosphère terrestre seront complètement désintégrés sous la forme de leurs atomes constitutifs au cours de leur traversée (incomplète) de l’atmosphère. Ainsi, les météorites qu’on peut retrouver au sol avaient au départ une masse supérieure à 10 kg avant leur entrée dans l’atmosphère. Cependant, les météorites de très petites tailles (dites micrométéorites), ayant une masse inférieure à 1 ng (10^-9 g) « survivent » à leur passage quasiment sans altération, leur faible masse leur permettant de « flotter » dans l’atmosphère et de finir par arriver au sol.

Les micrométéorites sont les météorites les plus fréquentes sur Terre mais sont très difficiles à retrouver

Pour les autres météorites, l’ablation subie dans l’atmosphère n’est pas suffisante, on pourra les retrouver au sol. L’atmosphère terrestre est trop ténue pour freiner les corps ayant une masse supérieure à 10 kg avant leur entrée dans l’atmosphère. Ces météorites tombent donc avec la vitesse à laquelle elles ont croisé la Terre, vitesse valant en moyenne 17 km/s (soit environ 61 000 km/h). La vitesse est telle que la météorite créée un cratère et est le plus souvent complètement vaporisée au cours de l’impact. Afin de déterminer le nombre d’objets tombant sur Terre en fonction de leur masse des scientifiques comme Grieve et Dence, en 1979, ont procédé par simple comptage. Ils ont regardé la taille des cratères laissés par les chutes passées sur les grands cratons de l’Amérique du Nord et de l’Europe et ont pu en déduire, avec l’aide des calculs fait par leur collègue Hugues, une loi reliant la masse, et donc approximativement la taille, de la météorite et le nombre de chute au cours des temps géologiques. Ils observent qu’il y a 10 fois plus de particules avec des masses comprises entre 10⁴ -10⁵ g que de particules avec des masses comprises entre 10⁵ -10⁶ g.

Résultats des étude spermettant de connaitre le flux de météorites en fonction de la taille. D'après Hugues, Space Science Review, 1992

Cependant, si ces grosses météorites ne sont que peu freinées lors de leur entrée dans l’atmosphère, d’autres paramètres s’ajoutent, notamment la fragmentation. Ainsi, la météorite va se casser en plus petits morceaux qui peuvent être, eux, ralentis puisqu’ils offrent, eux, un rapport surface/volume plus grand (pour une sphère le rapport surface/volume est proportionnel à l’inverse du rayon, il augmente donc lorsque le rayon diminue) et sont donc soumis de façon plus importante aux frottements. Le suivi de la chute de la météorite de Zvolen a permis de souligner d’une part l’influence de la fragmentation mais aussi de quantifier le rapport entre la masse entrant dans l’atmosphère et la masse arrivant effectivement au sol. Bien que dépendant fortement de la vitesse d’entrée de la météorite, les observations ont permis de proposer une masse entrante de l’ordre de 230 kg pour une masse totale des fragments retrouvés sur Terre d’environ 1 kg.

Observation de la chute de la météorite Zvolen montrant la perte de masse, de vitesse et la fragmentation importante due à l'entrée dans l'atmosphère. D'après Hugues, Space Science Review, 1992

L’avion Paris-Rio a-t-il pu être impacté par une météorite et se crasher consécutivement

C’est peu probable. L’année dernière, l’astéroïde 2008 TC3, de très petite taille (2 à 5 m de diamètre initial), est tombé sur Terre, au Soudan. Cet astéroïde avait été repéré 19 heures avant l’impact et la trajectoire avait ou être prédite. Il est donc possible de changer les plans de vol des avions (ce qui, ici, n’a pas été fait, la chute de l’astéroïde a même été observée par un pilote d’un avion Air France-KLM).

Si un astéroïde plus gros croisait potentiellement l’orbite terrestre, il aurait de bonnes chances d’être dans la base de données du programme NEO. Par exemple, s’il
s’agissait de la météorite de Zvolen dont nous avons parlé précédemment, sa masse initiale étant de 230 kg, cela implique un diamètre initial d’environ 25cm. Arrivé à l’altitude d’un avion de ligne (10 km) sa vitesse n’est plus que de 6 km/s, elle pèse environ 5 kg (d’après le graphe 2) et s’est fragmentée en plusieurs morceaux. À supposer que ces 5 kg soient concentrés en 5 fragments égaux de 1 kg chacun, il est possible de calculer la taille du trou laissé par l’impact d’un fragment via une loi proposée par Jay Melosh et ses collaborateurs qu’on appelle loi du PI-SCALING. En utilisant cette loi, on peut montrer que le trou vaudrait environ 1 m de diamètre s’il arrive à transpercer la carlingue. Reste à savoir si cela est suffisant pour faire s’écraser un avion…

L’avion volant pendant 10 heures, on peut déterminer la probabilité qu’il a d’être impacté par une météorite de cette taille ou plus grosse puisqu’on sait qu’il en arrive à peu près 10 000 par an sur la surface de toute la Terre (d’après le graphe 1). Pour notre avion qui fait environ 50 m de long et 10 m de large, il a un probabilité d’être touchée par une météorite pendant ces 10 h de vol de 1 chance sur un million de milliards (10^-15). Vous avez donc 100 000 fois plus de chance de gagner au Loto « 6 chiffres »que de risques d’être touché par une météorite pendant un vol de 10 h. Ouf !

Un astéroïde est tombé sur Terre et des morceaux ont été récupérés

Tristan FERROIR — Tue, 31 Mar 2009 13:14:40 +0000

Le lien entre astéroide et météorites : la récupération de fragments de l’astéroide 2008 TC3, tombé sur Terre le 6 octobre 2008

Le 7 Octobre 2008, l’astéroïde 2008 TC3 est tombé sur Terre et certains fragments ont été récupérés. Que peut-on tirer de ces collectes scientifiques?

Qu’est-ce qu’un astéroide?

Un astéroide est un corps rocheux du système solaire dont la taille est variable. Cela va de quelques dizaines de mètres à plus d’un millier de kilomètres. La définition d’un astéroide est toutefois moins claire depuis la nouvelle définition de planète. Ainsi, Céres est une planète naine mais est aussi un astéroide. Ces astéroïdes peuvent être différenciés, c’est à dire possèder un manteau et un noyau.

Où sont situés les astéroides?

Les astéroïdes sont situés dans différentes zones du système solaire :

La ceinture d’astéroïdes est le lieu le plus connu. Il s’agit d’une zone comprise entre l’orbite de Mars et l’orbite de Jupiter, entre 2 unités astronomiques et 4 unités astronomiques (1 UA = Distance Terre-Soleil = 150 millions de kilomètres). On y a dénombré pour l’instant plus de 20 000 objets. On pense que ce sont les résidus d’une planète non agrégée, sa formation ayant été empêchée par les forces gravitationnelles dues à Jupiter.
Les astéroïdes troyens sont un peu plus de 2000. Ils se situent sur l’orbite de Jupiter, à des positions rendues gravitationnellement stable par la compensation entre l’attraction de Jupiter et l’attraction du Soleil.
Les astéroïdes géocroiseurs dont l’orbite croise celle de la Terre. Ils sont souvent (mais pas toujours) leur aphélie dans la ceinture principale entre mars et Jupiter, mais leur périhelie plus pres du soleil qu’1 UA. Ils sont ceux qui ont donc la probabilité la plus grande de tomber sur notre planète
La ceinture de Kuiper située entre 30 UA et 100 UA, au delà de l’orbite de Neptune, est un réservoir certainement très important d’astéroïdes. Les objets qui la composent sont dits objets transneptuniens. Parmi les objets les plus célèbres, on compte Pluton, Charon ou encore Sedna et Eris.
Les Centaures sont des astéroïdes situés entre les planètes géantes dont la composition ressemble plus aux comètes qu’aux astéroïdes.

Figure:
Localisation des différents réservoirs d’astéroïdes au sein du
système solaire. Figure : Tristan
FERROIR

Les différents types d’astéroïdes

Les astéroïdes sont classés en fonction du spectre de leur surface et de leur albédo. On distingue alors les types suivants, par ordre d’importance

le Type C : ce sont des astéroïdes sombres (albédo ~ 0.03) de type carboné qui ont des spectres proches des chondrites carbonées. Leur composition chimique semble proche du Soleil aux volatils près. Ils représentent 75% des
astéroïdes observés. Ce type présentent des sous-types : les types B, F et G
le Type S : ce sont des astéroïdes clairs (albédo 0.10 à 0.22) de type silicique composés de silicates ferromagnésiens (olivines, pyroxènes) mélangés à du fer, du nickel et du magnésium metallique. Ils représentent 17%
des astéroïdes observés.
le Type M : ce sont des astéroïdes moyennement clairs (albédo 0.10 à 0.18) de type métallique essentiellement composés de fer et de nickel avec très peu de silicates. Ils représentent environ 8% des astéroïdes observés
Les Types plus rares (non exhaustif)
- le Type A : supputé être uniquement du manteau, ils présentent une couleur rouge intense
- le Type E : type dont la composition chimique serait proche des chondrites de type chondrites à Enstatite
- le Type Q : type dont le spectre est proche de celui des chondrites ordinaires
- le Type V : type dont le représentant le plus connu est Vesta

Figure:
À gauche Gaspra, un astéroïde de type S, ( diamètre ~ 15 km) au milieu Mathilde (diamètre ~ 50 km), un astéroïde de type C et à droite Vesta, un astéroïde de type V (diamètre ~ 520 km). Gaspra et Mathilde ont été survolé de près par des sondes et satellites. La photo de l’astéroïde Vesta est de moins bonne qualité car il n’a pas été survolé : la photo est prise depuis le telescope spatial Hubble.. Copyright NASA

Des météorites particulières : les ureilites

Les ureilites sont des météorites relativement rares dont on dénombre environ 250 spécimens à l’heure actuelle à comparer aux 36 000 chondrites repertoriées. Les ureilites au contraire des chondrites sont des météorites dites différenciées présentes sous deux types de pétrologie :

les ureilites monomictes qui sont des roches constituées de larges olivines (~1mm) , de pyroxènes (le plus souvent de la pigeonite) et de phases carbonées (graphite et diamant) qui représentent environ 2 à 4% de la masse. Ces
ureilites sont les plus abondantes.
les ureilites polymictes plus rares qui sont souvent des brèches constituées des mêmes minéraux que les ureilites monomictes auxquels s’ajoutent des feldspaths (environ 2%) et des phases accessoires (alliage fer-nickel, spinel…)

Dans les ureilites monomictes, les différents minéraux s’agencent de façon granoblastique avec des jonctions triples entre les différents grains. Cet argument structural tend à montrer que ces roches sont des cumulats magmatiques ou des résidus de fusion. L’absence de composant feldspathique au sein de ces roches confirme cette proposition.

Certaines ureilites très peu choquées ne contiennent que du graphite alors que la plupart des ureilites contiennent aussi bien du graphite et du diamant. La matière carbonée n’est pas répartie aléatoirement au sein des ureilites. Elle se trouve de façon interstitielle entre les minéraux principaux. La présence de ce carbone a pour conséquence la mise en place de zone de réaction de taille comprise en 10 µm jusqu’à 500 µm au contact entre les olivines et le carbone. Ces zones de réaction présentent une réduction dont la minéralogie caractéristique est essentiellement constituée de forstérite pure, d’enstatite et de fer. L’origine de ce carbone est très débattu : s’agit-il de carbone injecté lors d’un impact comme en témoigne la présence de diamant qui est un minéral caractéristique d’un métamorphisme de haute pression et la réaction entre les olivines et le carbone ou bien de carbone déjà présent sur le corps parent comme le suggère la présence de
graphite dans des ureilites non choquées?

Figure:
Lame mince en lumière polarisée non analysée de l’ureilite NWA
4515. Les zones noires sont les zones carbonées et les zones de
réduction dans les olivines. Photo : Tristan
FERROIR

Un précédent lien entre astéroïde et météorite : l’exemple des HED et de l’astéroïde 4-Vesta

Etablir la provenance des météorites est toujours un challenge pour les scientifiques. Différentes méthodes sont employées, la première étant de reconstituer la trajectoire à partir de mesures et d’observations réalisées par les télescopes ou les radars météorologiques. C’est ainsi que la trajectoire de la météorite de Peekskill a pu être évaluée et déterminée comme provenant de la ceinture d’astéroïdes. La deuxième méthode est de comparer les spectres des astéroïdes à celui des météorites que nous possèdons en laboratoire. Pour cette méthode, l’exemple de la classe des HED (pour Howardite, Eucrites, Diogénites
qui sont des achondrites basaltiques et gabbroïques) est exemplaire. Les scientifiques ont mesuré le spectre de reflectance de ces météorites en laboratoire et l’ont comparé à celui de l’astéroïde 4-Vesta, situé dans la ceinture d’astéroïde et qui fait 530 km de diamètre.
La correspondance entre les bandes d’absorption étant très bonne, on a supposé que ces météorites provenaient de cet astéroïde. De plus, la présence d’un immense cratère de 450 km de diamètre et environ 10 à 20 km de profondeur a supporté l’idée que les météorites HED ont été éjectées lors d’un choc extrêmement violent.

Figure:
Spectre comparé des HEDs (traits pleins) de Vesta (carré). On
constate une bonne correspondance entre les valeurs d’absorbance.
D’après Binzer et al., Science, 1993

Les fragments de l’astéroide 2008 TC3

L’astéroïde 2008 TC3 est un petit astéroide géocroiseur d’environ 2 à 5 mètres de diamètre qui a été découvert le 6 octobre 2008 à 6h39 du matin UTC par un télescope de l’Arizona. Les calculs ont montré qu’il s’écraserait sur la Terre environ 19
heures après cette découverte. Ce fut le cas et cette chute qui se produisit au Soudan a pu être observée par différents témoins présents dans la Station 6 de la ligne ferroviaire située entre Wadi Halfa et Al Khurtum. L’explosion de l’astéroïde, vers 37 km d’altitude, a pu être observé aussi par un satellite météorologique.

Figure:
Augmentation de température liée à l’explosion de l’astéroïde 2008 TC3 dans l’atmosphère vue par un satellite météorologique. L’échelle colorée à droite est graduée en Kelvin et permet de localiser cette augmentation. Image EUMETSAT

Les scientifiques pensaient au départ que le corps était beaucoup trop petit pour que des fragments aient pu survivre à l’entrée puis à l’explosion dans l’atmosphère. Cependant, deux missions (5-8 décembre et 25-30 décembre 2008) ont été mises en place pour rechercher d’éventuels fragments le long de la trajectoire de chute.

Figure:
La flèche blanche représente la direction de 2008 TC3 ainsi que sa projection sur la Terre si l’objet n’avait pas ralenti. Les différentes altitudes sont indiquées dans les ovales blanc en kilomètres. La taille des symboles rouge indique les petits (1-10g), moyen (10-100g) et gros (100-1000g) fragments météoritiques. Les masses indiquées dans les rectangles blancs marquent les positions où la chute de météorites de telles masses sont prédites (plus le fragment est gros, moins il est freiné par l’atmosphère). Les zones en jaune pâle transparent indique les endroits où les fragments ont été recherchés. Aucun fragment de grosse masse n’a pu être observée. La ligne jaune matérialise la ligne de chemin de fer. D’après Jenniskens et al., Nature,
2009

Les équipes ont pu récupérer 47 météorites totalisant une masse de 3.95 kg.

Figure:
Photographie de différents fragments des météorites Almahata Sitta
récupérée par les équipes d’exploration.D’après Jenniskens et
al., Nature, 2009

Ces météorites ont été classées comme des uréilites polymictes très particulières. En effet, la densité moyenne des météorites collectées est de 2.10 à 2.50 g/cm-3 alors que les ureilites typiques ont une densité de 3.05 g/cm-3 c’est à dire un
densité comparable à celle d’un gabbro. Cette différence de densité montre donc que les météorites et par conséquent l’astéroïde est extrêmement poreux, de l’ordre de 25 à 37%! Cette forte porosité explique que ce type d’ureilites très poreuses n’ait pas encore été collecté puisque cela rend l’astéroïde très fragmentable et donc consumable facilement dans l’atmosphère. Les ureilites étaient jusqu’à présent considérée comme provenant d’astéroïdes de type S, c’est à dire les astéroïdes
siliciques. Or, les spectres de 2008 TC3 et des météorites collectées sont très proches d’un astéroïde de type F, c’est à dire un type carboné. A l’heure actuelle, seul un seul astéroïde de type F est connu, 1998 KU2, et 2008 TC3 semble avoir une
provenance voisine de ce-dernier.

Correction de leçon Agregation SVT/SV-STU : L’Univers et les grandes étapes de la formation du système solaire

Tristan FERROIR — Thu, 08 May 2008 09:50:06 +0000

J’ai récemment corrigé une leçon d’agreg SVT de contre-option dont l’intitulé était « L’Univers et les grandes étapes de la formation du système solaire ». C’est une leçon qui peut être assez difficile car elle représente un pan tout entier du programme et il faut réussir à synthétiser l’ensemble dans une leçon de 40 minutes. J’en propose la correction suivante

Vous pouvez retrouver la correction sur la page Agreg . Sinon vous pouvez voir le pdf directement ici

Les météorites et le manteau terrestre : confrontation entre phases naturelles de haute pression et cellule à enclume de diamant

Tristan FERROIR — Sat, 19 Apr 2008 15:04:45 +0000

Lien permanent

J’ai décidé de faire un nouveau petit article d’enseignement sur les météorites en plus de celui-ci et de cette correction de leçon pour les agreg. N’hésitez pas à commenter et poser vos questions!

Les météorites : des échantilloneurs naturels du manteau terrestre

Les météorites sont des roches extra-terrestres qui sont soit des fragments d’astéroides, soit de planètes. L’une des grandes classes de météorites, les chondrites, sont dites représentatives de la Terre globale. On s’en sert d’ailleurs pour affiner la composition chimique de la Terre. Cependant, ces météorites peuvent aussi renseigner sur la minéralogie du manteau terrestre, notamment en complément des expériences réalisées en cellule à enclume de diamant. La question : comment et pourquoi?

Quelles sont les caractéristiques des chondrites qui en font des potentiels échantilloneurs du manteau terrestre?

Pour résumer, les chondrites sont composées minéralogiquement d’olivine, de pyroxène et de fer. Or, on sait que l’olivine et le pyroxène sont les constituants principaux d’une péridotite. Elles ont donc des points communs avec le manteau terrestre. De plus, pour arriver sur Terre, elles ont subi un choc important qui peut avoir amené des conditions physiques équivalentes à celle du manteau terrestre.

Comment les météorites peuvent-elles renseigner sur la minéralogie du manteau?

Les chondrites, pour arriver sur Terre ont du être arrachées à leur corps parents, c’est à dire un planétésimal qui a pu être complètement détruit. Cet arrachage ne peut se produire que par un choc violent, ce qui va entrainer une augmentation très importante de la température et de la pression. Les conditions physiques du choc qui sont enregistrées dans les chondrites montrent qu’on peut atteindre des pressions pouvant aller jusqu’à 30GPa, ce qui correspond à une profondeur d’environ 800km. On peut donc avoir accès à des échantillons naturels, de composition minéralogique similaire à la Terre et qui ont subit des pressions et des températures analogues à celle que supportent les roches du manteau.

Polymorphe de l’olivine dans les chondrites et dans le manteau

Les études réalisées en cellule à enclume de diamant permettent d’envisager les choses de la façon suivante : de 0 à 410km, c’est l’olivine qui est stable. Ensuite, à cause de l’augmentation de pression essentiellement, elle se transforme en wadsleyite. Puis, au-delà de 520km de profondeur, la wadsleyite se transforme en ringwoodite. Cette dernière se dissocie à 660km de profondeur en perovskite et magnesiowustite. Ce sont ces transitions de phases au sein du système olivine et notamment la dimiminution de volume associée à chaque transition de phase qui sont responsable en grande partie des discontinuités sismiques observées dans le manteau. Si on admet ceci, une démarche simple est de regarder dans des échantillons naturels si de tels minéraux peuvent être observées. Il s’agit seulement ici de savoir si ces minéraux existent vraiment dans la nature et non de redéfinir les diagrammes de stabilité de l’olivine, wadsleyite et ringwoodite.


Animation du minéral d’olivine qui cristallise dans le système orthorhombique	Animation du minéral de wadsleyite qui cristallise dans le système orthorhombique. Le petit atome bleu est un hydrogène : la wadsleyite peut contenir 2% d’eau.	Animation du minéral de ringwoodite qui cristallise dans le système cubique

En 1970, Binns découvre dans la chondrite Tenham la première trace d’un polymorphe de haute pression de l’olivine, la ringwoodite ou olivine γ. En lame mince, la ringwoodite se présente sous forme de « patchs » bleus en lumière polarisée non analysée au niveau des bordures des minéraux d’olivine. Ces minéraux d’olivine ont été enrainés dans des veines de choc, c’est à dire des zones ou la météorite a partiellement fondue. La haute température présente dans la veine de choc a permis d’activer thermiquement la transition de phase entre l’olivine et la ringwoodite. Cependant, les mesures chimiques sur l’olivine et la ringwoodite montre que celles-ci sont proches : la ringwoodite s’est donc bien formée à partir de l’olivine et non comme une cristallisation du liquide magmatique de la veine de choc. Après des études en diffraction des rayons X, le minéral est clairement identifié comme étant de la ringwoodite. On a donc ici la première occurence d’un minéral du manteau terrestre, se trouvant normalement à plus de 500km de profondeur dans un échantillon naturel.
Les recherches autour de l’autre polymorphe de l’olivine, l’olivine β ou wadsleyite vont se poursuivre jusqu’à ce que Putnis et ses collaborateurs découvrent ce polymorphe au sein d’une autre chondrite, la météorite de Peace River. Cette fois-ci la wadsleyite se présente sous forme de petits amas verts en lumière polarisée non analysée.
Ainsi, les deux polymorphes de l’olivine ont été découverts dans deux météorites distinctes mais montrent qu »il est possible de faire le lien entre les résultats des expériences de pétrologie à haute pression et les échantillons naturels.

Le système Pyroxène et MgSiO3

Il nous faut ici utiliser une dénomination un petit peu double. En effet, nous avons vu que les expériences en cellule à enclume de diamant prévoit la dissociation de l’olivine (Mg2SiO4) en perovskite (MgSiO3) et magnesiowustite (MgO). Nous allons donc traiter du système MgSiO3 qui concerne donc aussi bien le système pyroxène que le système olivine à partir de 660km.
Les études en cellule à enclume de diamant prévoit l’existence des polymorphes suivants : la majorite, l’akimotoite (aussi appelé MgSiO3-ilmenite) ainsi que la perovskite (et plus recemment la post-perovskite). Le diagramme à droite (cliquez dessus pour l’agrandir) permet de situer les différents domaines de stabilité des polymorphes précités.
Le premier polymorphe de haute pression du système pyroxène a avoir été trouvé est la majorite. C’est à nouveau dans la chondrite Tenham que ce minéral a été découvert par Chen et ses collaborateurs. De même l’akimotoite a été découverte en même temps par deux équipes distinctes, l’une dans la météorite Tenham (Tomioka et Fujino) l’autre dans la meteorite Acfer (Sharp et collaborateurs) en 1997. Ces deux équipes ont aussi rapportées l’existence de perovskite au sein de cette météorite. Cependant, la découverte de la perovskite fait encore débat, notamment car la seule identification est une diffraction électronique.

Les autres systèmes : silice et feldspaths

D’autres échantillons de haute pression ont été rapportées dans les météorites.
C’est notamment le cas des polymorphes de la silice : la coesite (mais on la trouve aussi en inclusion dans certains grenats provenant d’éclogites des Alpes ou de l’Himalaya), la stishovite, la seifertite (aussi appelé post-stishovite à structure a-PbO2), post-stishovite à structure de baddeleyite.
De même on a pu observer des polymorphes à haute pression des fledspaths comme la lingunite (polymorhe haute pression des feldspaths plagioclases, structure hollandite) ou bien la K-hollandite qui est le polymorphe haute pression de l’orthose.

Le
tableau suivant permet de résumer l’ensemble des minéraux de haute pression découverts dans les météorites ou avec le concours de météorites comme dans les cratères d’impact.

Equivalent basse pression	Minéral de haute pression découvert	Météorite
Olivine	Wadsleyite Ringwoodite	Peace River Tenham
Pyroxène	Akimotoite Majorite Perovskite (?)	Tenham, Acfer 44 Tenham Tenham, Acfer 44
Feldspath	Lingunite K-hollandite	Sixiangkou Zagami
Silice (Quartz)	Stishovite Seifertite Post-stishovite à structure de Baddeleyite	NWA856 Shergotty Shergotty
Carbone	Nouvelle forme cubique	Cratère d’impact de Popigai
Magnesiowustite	Magnesiowustite	Sixiangkou, Tenham
Rutile	Structure a-PbO2 Structure ZrO2 (baddeleyite)	Cratère d’impact du Ries Cratère d’impact du Ries
–	CAS : Calcium AluminoSilicate	Zagami

Voilà, des questions?

Une météorite tombée dans le Cher?

Tristan FERROIR — Mon, 28 Jan 2008 14:35:27 +0000

Je discutais la dernière fois de météorite. L’actualité a rattrapé cette nouvelle puisque le Vendredi 25 janvier, une météorite a traversé le ciel de France pour s’écraser semble-t-il à Trouy à côté de Bourges.

Comment sait-on qu’une roche est une météorite? Il y a plusieurs réponses à cette question. Vous les trouverez toujours dans la conférence que j’ai mise en ligne ici

J’ai choisi de mettre comme « image » cette fois-ci, une vidéo d’une chute d’une météorite en Australie filmée lors d’une fête de famille.

Cours sur les météorites

Tristan FERROIR — Fri, 11 Jan 2008 14:35:26 +0000

Bonne année à tous!

Je profite de ce petit « post » pour signaler la mise en ligne de ressources pédagogiques sur les météorites. Sinon vous pouvez y accèder directement par ici sinon.

On peut d’ailleurs en profiter pour mettre quelques photos de ces objets. J’avais déjà proposé une photo de pallasite.