I-A- Véritables mémoires du système solaire

A. Les météorites, véritables mémoires du système solaire

 

Il y a encore peu de temps, la découverte de météorites était le fruit du hasard. Jusqu’au début du XIXe siècle, les météorites ne furent collectionnées que comme des curiosités d’origine inconnue. Puis, les grands musées commencèrent à rassembler des collections systématiques de météorites. Depuis l’Antiquité, on sait qu’il existe des météorites de pierre et des météorites de fer, mais ce n’est que depuis 200 ans que l’on divise ces deux grands groupes en une multitude de sous-groupes. Leur classification comme celle des règnes végétal et animal est le premier pas vers la compréhension de leur origine.

 

 

 

 

1. La composition des météorites

 

 

La classification des météorites est fondée en premier lieu sur l’apparence, comme celle des animaux en zoologie, mais aussi sur la composition chimique et minéralogique. Les météorites sont reparties en trois groupes, en fonction de leur composition minéralogique :

 

 

Les météorites pierreuses (aérolithes), comprenant les chondrites et les achondrites :

 

Les chondrites sont composées de silicates contenant du fer et du magnésium, ainsi que des impuretés de sulfures et de minéraux métalliques. La plus grande partie des chondrites ont des chondrules. Ces derniers sont de petites sphères de quelques millimètres formées par la cristallisation de matériaux fondus où prédominent les cristaux d'olivine (qui est un composé de silicates, de magnésium et de fer), d'enstatite (silicate naturel de magnésium), de pigeonite (silicates, magnésium, fer et calcium) et de verre. Elles représentent le système solaire il y a 4.56 milliards d'années, avant la formation des planètes et sont des sources de renseignements très précieuses. Pourtant, la plupart du temps, elles sont altérée par la chaleur et le froid.

 

 

 

La chondrite ordinaire Parnellee. On y distingue bien les chondrules sphériques.

 

 

Une chondrite mixte pierre fer

 

 

Les chondrites carbonées ont les mêmes composés, mais de formes irrégulières et de dimensions différentes (entre quelques millimètres et quelques centimètres), avec des inclusion de minéraux, qui ne peuvent se former qu'à des températures très élevées.

 

 

 

Voici la chondrite carbonée d'Allende (Mexique, 1969). C'est une des plus vieilles météorites connues (4,56 milliards d'années). Elle contient des inclusions de grains interstellaires formés lors de l'explosion d'une étoile voisine du Soleil.

 

 

 

La chondrite carbonée de Murchison (tombée en Australie en 1969). Sa haute teneur en eau fait penser qu'elle est d'origine cométaire. On y a trouvé 70 acides aminés différents dont 19 seulement sont connus sur Terre.

Les achondrites sont similaires aux chondrites ordinaires mais elles sont plus riches en calcium et moins en métaux. On suppose qu'elles sont le produit d'une fusion à très grande échelle dans le corps céleste dont elles sont originaires du fait de la ressemblance à des roches volcaniques.

 

 

 

Lame mince de la météorite de Juvinas

 

 

 

Météorite achondrite de Bouvante

 

 

 

Météorite de Chassigny

Les météorites ferreuses (sidérites) :

 

Les sidérites sont des constituées principalement de fer et provenant très probablement d’astéroïdes de quelques centaines de kilomètres de diamètre pulvérisés par une collision. Les sidérites proviendraient du coeur en fer nickel de ces astéroïdes, suffisamment gros pour qu'un processus de différentiation conduise à une structure similaire à la Terre avec un manteau et un noyau.

 

 

 

Fragment de la météorite de Gibeon (Sidérite), tombée durant la préhistoire. C'est une météorite de fer dont 30 tonnes de fragments ont été retrouvées sur des milliers de km² de désert en Namibie.

 

 

Les météorites ferro pierreuses (sidérolithes) :

 

Les Sidérolithes sont des météorites rares. Elles se composent d’un mélange de métal, comparable par sa composition et sa structure à celui des météorites métalliques, et de grosses inclusions minérales fondues et recristallisées d’olivine et de pyroxène. Elles se sont formées au cours d'un processus de fusion.

 

 

 

 

Une ferro pierreuse découverte dans le Sahara algérien en 2006


2. Ce que nous apprend la composition des météorites

 


Chimie moyenne : chondrites

Chimie moyenne : Terre globale

O

31,00 %

32,40 %

Fe

27,40 %

28,20 %

Si

18,50 %

17,20 %

Mg

14,00 %

15,90 %

Ca

3,50 %

1,60 %

Al

2,00 %

1,50 %

Na

0,60 %

1,25 %

K

0,40 %

0,02 %

Autres éléments

2,60 %

2,90 %

Comparaison de la composition de chondrites et de celle de la Terre

 

 

On constate que chondrites et la Terre ont presque la même composition chimique. On peut donc faire l’hypothèse que la Terre est formée de matériel chondritique... Par ailleurs, contrairement aux chondrites, la Terre présente une différenciation chimique en enveloppes concentriques : elle n'est pas chimiquement homogène…

 

Comment expliquer la différentiation chimique de la Terre ?

 

 

Les météorites différenciées : vers un modèle de formation des planètes telluriques

 

Pour comprendre pourquoi la Terre n’a pas préservé son homogénéité, étudions deux types de météorites différenciées : les achondrites et les sidérites. Ces météorites présentent une chimie qui rappelle celle des diverses enveloppes de la Terre et sont issues de la fracturation d’un corps parent de plus grande taille, ce dernier est constitué de diverses enveloppes (croûte, manteau, noyau) et similaire à la Terre.

Comme précédemment, il est possible d’estimer la composition chimique moyenne des corps parents des achondrites et de sidérites en additionnant les trois compositions. Mais il faut aussi prendre en considération la taille du corps parent (déterminée à partir de considérations sur la taille qu'il faut atteindre pour qu’un corps silicaté se refroidisse rapidement) et la taille des diverses enveloppes (déterminée à partir de l’abondance des diverses catégories de météorites différenciées arrivant sur Terre).

On constate que, comme pour la Terre, la composition des corps parents des achondrites et de sidérites est très proche de celle des chondrites ; les corps parents des achondrites seraient donc issus de matériel chondritique. Ces corps subiraient ensuite une différentiation chimique au cours d’une fusion, avec mouvement des éléments les plus denses vers le centre de la protoplanète. C'est pour cela que ces météorites sont appelées « météorites différenciées » par opposition aux chondrites, qui n'auraient pas subi la fusion et la différenciation...

 

 

 

 

 

Ainsi, on peut élaborer un modèle de formation des planètes telluriques :

 

Un ensemble de poussières de chimie s’agglomère (accrétion) pour former des corps de plus grande taille. Par collisions successives, ces corps forment un agglomérat de plu en plus grand. Ce dernier se réchauffe à partir de la chaleur de désintégration des éléments radioactifs à courte durée de vie et surtout de l’énergie libérée au cours des impacts. Cette énergie devient de plus en plus importante au fur et à mesure que le corps grossit. A partir d’une certaine température (donc à partir d'une certaine taille...), la protoplanète entre en fusion et la différenciation chimique se produit. La différenciation commence donc pendant l'accrétion, même si elle se continue quelques dizaines de millions d'année après la fin de cette accrétion.

 

 

Les pierreuses et le scénario de la formation du système solaire :

 

La majorité des météorites pierreuses détiennent une composition proche de celle de l’atmosphère solaire. Ces observations suscitent que le Soleil et les météorites ont une origine commune. Aujourd’hui, nous savons donc que dans son ensemble le système solaire s’est formé il y a environ 4,56 milliards d’années, à partir d’un nuage cosmique composé de gaz et de poussière. D’ordinaire, de tels nuages se composent de 98% de gaz et 2% de poussière. L’hydrogène ainsi que l’hélium constituent 98% des gaz dans l’Univers. Tous les autres éléments chimiques sont contenus dans les 2% de poussière restants.

Déséquilibré par un événement extérieur, le nuage cosmique commença à s’effondrer, et, sous l’effet de la gravité, la plus grande partie se concentra en son centre. Cette boule de gaz centrale, le « protosoleil », s’échauffa à des températures de plus d’un million de degrés Celsius au centre. Des réactions nucléaires démarrèrent, formant des atomes d’hélium à partir d’atomes d’hydrogène et libérant de l’énergie. Ces réactions se poursuivent encore aujourd’hui, plus de quatre milliards et demi d’années après, et continueront encore à fournir de la lumière et de la chaleur pendant au moins cinq milliards d’années.

Par un processus similaire à la formation de grêlons dans l’atmosphère, des particules de poussière se heurtèrent et se collèrent les unes aux autres. Par ce phénomène d’accumulation, les particules grossirent, jusqu’à devenir assez lourdes pour s’attirer mutuellement du fait de leur pesanteur. Ces objets atteignaient alors quelques centaines de mètres et allaient devenir les constituants élémentaires des planètes, d’où leur nom de planétésimaux, « petites planètes ».

Ces milliards de planétésimaux s’entrechoquèrent à leur tour ; plus gros ils étaient, plus vite ils grossissaient encore, car leur force d’attraction augmentait constamment. Ce processus est dénommé accrétion. Lorsque deux petits objets se heurtaient à des vitesses trop élevées, ils éclataient en petits morceaux, au lieu de se fondre en un corps plus grand. Mais à mesure que les « protoplanètes » grandissaient, leur vitesse de collision augmentait, car la force d’attraction des plus gros objets devenait suffisante pour retenir les petits débris. En quelques millions d’années, les planètes furent pratiquement «finies». L’effondrement du nuage de gaz et de poussière conduisant à la formation de la nébuleuse solaire fut encore plus rapide et ne dura que quelques centaines de milliers d’années. À l’échelle astronomique ou géologique, la formation du système solaire fut prompte.

 

 

La formation du système solaire

 

 

 


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