Leçon 4 POUSSIERES COSMIQUES, COMETES ET METEORITES: LES MATERIAUX DES PLANETES Comète Hyakutake (mars 1996) À tout seigneur …. HALLEY Edmund 1656 - 1742 QUELLES SONT LES INTERROGATIONS? Questions choisies: - comment se sont formées comètes, météorites et poussières? - quelles sont leurs compositions chimique et minéralogique? - comment donnent-elles la composition primitive du système solaire? Plan de la leçon - 4.1 les poussières cosmiques - 4.2 les comètes dans le système solaire - 4.3 composition et structure des comètes - 4.4 la composition du noyau des comètes - 4.5 astéroïdes et météorites - 4.6 les constituants des chondrites ou météorites non différenciées - 4.7 âge et composition des chondrites 4.1 LES POUSSIERES COSMIQUES - le cycle des poussières - nuages interstellaires: 1- le phénomène d ’extinction - nuages interstellaires: 2 - physique de l ’extinction - minéralogie des poussières - taille et abondance des poussières cosmiques - rappel: la séquence de condensation 4.1.1 LE CYCLE DES POUSSIERES 4.1.2 NUAGES INTERSTELLAIRES: 1 - LE PHENOMENE D’EXTINCTION Les poussières provoquent l ’extinction stellaire et le rougissement dans le visible 4.1.3 NUAGES INTERSTELLAIRES: 2 - LA PHYSIQUE DE L ’EXTINCTION Dm: variation de la magnitude apparente d ’une étoile m = M - 5 + 5 log d (espace parfaitement transparent) d: distance en parsecs M: magnitude absolue 2 total courbes d'extinction 2175 A PAH: Polycyclic Aromatic Hydrocarbons Dm mesures UV lointain 1 gros grains (silicates) 0.1 µm Ultraviolet Visible PAH très petits grains ou molécules (nm) très petits grains (carbone) qq nm 0 2 visible 4 1/l (µm-1) 6 8 10 ultraviolet lointain 4.1.4 LES GRAINS PRE-SOLAIRES Diamond Silicon Carbide (SiC) On trouve ces grains pré-solaires dans les météorites (chondrites) Aluminum Oxide (Al2O3), Spinel (MgAl2O4), Titanium Oxide (TiO2) Graphite (C) Silicon Nitride (Si3N4) 4.1.5 PROVENANCE DES GRAINS PRE-SOLAIRES 4.1.6 RAPPEL: LA SEQUENCE DE CONDENSATION Minéraux réfractaires Métaux Minéraux silicatés Transformation adiabatique: pas d’échange de chaleur avec le milieu extérieur. pV = nRT n: nombre de molécules de gaz R: constante des gaz parfaits 8,314 JK-1mol-1 Minéraux silicatés hydratés Glaces 4.2 LES COMETES DANS LE SYSTEME SOLAIRE - rappel 1: zones chaude-froide du disque proto-planétaire - rappel 2: nuage de Van Oort - Les dimensions du nuage de Van Oort - les confins du système solaire - le changement d’orbites des géantes gazeuses - la ceinture de Kuiper - quelques objets de la ceinture de Kuiper - l’énigme Pluton/Charon - comètes à courte période - comètes à longue période 4.2.1 RAPPEL 1: ZONES CHAUDE - FROIDE DU DISQUE PROTOPLANETAIRE glaces de H2O et CO2 La puissance du « vent solaire » chasse les éléments volatils dans les zones les plus externes du disque proto-planétaire. En simplifiant, on reconnaît alors 2 zones: la zone des roches (interne) et la zone des glaces (externe). 4.2.2 RAPPEL 2: NUAGE DE VAN OORT Jan Oort (1902-1992) D ’abord concentré dans le disque proto-planétaire, les comètes sont dispersées par le passage d ’étoiles ou de nuages interstellaires 4.2.3 DIMENSIONS DU NUAGE DE VAN OORT 4.2.4 LES CONFINS DU SYSTEME SOLAIRE 4.2.5 LE CHANGEMENT D’ORBITES DES GEANTES GAZEUSES RAPPEL Asteroid Belt Comet Disk • As the planets migrated, so did their resonances. • Many asteroids (~90%) and most comets were lost by planetary interactions and sweeping resonances. 4.2.6 DIMENSIONS DE LA CEINTURE DE KUIPER Gerard Kuiper (1905-1973) Earth 1 AU After Stern, Nature 2003 Saturn 10 AU Oort cloud (spherical after ~5000 AU) Pluto Kuiper Belt 100 AU 1,000 AU 10,000 AU 100,000 AU 4.2.7 QUELQUES OBJETS DE LA CEINTURE DE KUIPER Le rayon des objets de la ceinture de Kuiper est intermédiaire entre celui des comètes (10 km) et celui de Pluton (2 250 km). Certains pourraient être plus gros. 4.2.8 L’ENIGME PLUTON/CHARON: RAPPEL Mission Pluto/Charon Lancée janv 2006 – arrivera vers Pluton en 2015 Charon Pluton On October 31 2005, 2 new moons of Pluto have been found by the Hubble Space Telescope/ACS 4.2.9 COMETES A COURTE PERIODE (P < 200 yrs) •Jupiter-type comets are those with P<20 yr Small inclinations, relatively small eccentricities. E.g. Encke, Tempel2 Likely originate in the Kuiper belt. Perturbed by Neptune or Uranus? •Halley-type comets have 20<P<200 yr More eccentric, and higher inclinations E.g. Halley has P=76 yr but e=0.97, and a retrograde orbit with i=162 deg These probably originate from the Oort cloud, but have had their orbit perturbed. 4.2.10 COMETES A LONGUE PERIODE (P > 200yrs) 4.3 COMPOSITION ET STRUCTURE DES COMETES - la structure des comètes - les queues des comètes - la composition de la coma - la queue de plasma (ions) - la queue de poussières - la composition des poussières cométaires - la mission STAR DUST - les poussières: 1 - des silicates - les poussières: verre + métaux + sulfures 4.3.1 LA STRUCTURE DES COMETES noyau de la comète de Borrelly (2001) (mission Galileo) densité: 0,1 g/cm3 Mission GIOTTO 1986 (ESA) comète de Halley 4.3.2 LES QUEUES DES COMETES 4.3.3 LA COMPOSITION DE LA COMA • Spectrum of the coma shows bright emission lines due to small molecules (2-3 atoms). These emission lines dominate the light. Atoms in the coma absorb solar photons, then re-emit them in all directions. 4.3.4 LA QUEUE DE PLASMA (IONS) • Straight, but complex: with rays, streamers and knots • Spectra dominated by ionized molecular emission lines • Pushed away from the sun by the solar wind 4.3.5 LA QUEUE DE POUSSIERES • Smooth, featureless • Spectrum nearly identical to the solar, absorption spectrum – Made up of dust particles less than about 1 micron in size • Radiation pressure forces the dust particles steadily farther from the Sun 4.3.6 LA COMPOSITION DES POUSSIERES COMETAIRES Silicate IR 4.3.7 LA MISSION STARDUST Comète WILD II The probe also carried aerogel - a ghostly material that NASA engineered (like a transparent, super-tough styrofoam, 2 g of it can hold a 2.5 kg brick - see the r.h.s. picture). Aerogel was used to capture cometary particles (l.h.s. picture) which came back and landed on Earth in Jan. 2006. Photos et collecte d ’échantillons: 2 janvier 2004. 15 janvier 2006 retour sur Terre. Wild II: comète de la ceinture de Kuiper (perturbée par Jupiter en 1974) 4.3.8 a LA POUSSIERE: 1 - DES SILICATES Impact des poussières cosmiques dans l ’aérogel 4.3.8b LA POUSSIERE: 2 - VERRE + METAUX + SULFURES Poussières et micrométéorites (µm à mm): 30000 tonnes/an = 1 micrométéorite (200µm) m-2 an-1 Collection de poussières (2000 particules): mission Franco-Italienne Concordia en Antarctique. Cette matière interplanétaire est de type « chondrite carbonée ». Stardust et Concordia montrent qu ’il y a un continuum entre matière astéroïdale et cométaire. La nébuleuse solaire primitive était bien mélangée par le « vent solaire ». 4.4 COMPOSITION DU NOYAU DES COMETES Rosetta - la mission Deep Impact - la surface noire des comètes - la composition chimique des comètes - EPOXY: la suite de la mission Deep Impact - la mission Rosetta - la formation des comètes - les molécules organiques - le rapport D/H des comètes - collision comète Shoemaker-Levy avec Jupiter 4.4.1 La mission « DEEP IMPACT » sur la comète 9P / Tempel 1 4 juillet 2005 à 1506 UA de la Terre. La taille de Tempel 1 est 4 4 14 km. Densité: 600 kg/m 3 4.4.2 LA SURFACE NOIRE DES COMETES Surface de la comète Tempel irradie par le vent solaire et les rayonnements cosmiques. Vues de la surface de 9P / Tempel 1 prises par l ’ « impacteur » vitesse : 10,3 km/s 4.4.3 EPOXY: LA SUITE DE LA MISSION DEEP IMPACT Comet Hartley 2 La mission Deep Impact (impact sur le noyau de la comète Tempel-1) a survolé la comète 103P/Hartley-2 le 4 Novembre 2010. C’est une comète périodique (comme son P l’indique) de 6 ans. Périhélie 1UA et aphélie : 6UA. Le survol s’est effectué au plus près à 700km du noyau et à la vitesse de plus de 12 km/s, tous les instruments (2 caméras et un détecteur IR) ont parfaitement fonctionné. 2,2 km dans sa plus grande dimension Le noyau tourne sur lui même en 18 heures approximativement Cette comète a été découverte par un Australien en 1984, M Hartley. 4.4.4 LA COMPOSITION CHIMIQUE DES COMETES Le nuage de gaz et de poussières représente environ 6 000 000 kg de matière cométaire soit: - 5 000 tonnes d ’eau, - 1 000 tonnes de poussières. crashmovie3.qt Molécules identifiées: - H2O - C2H6 - HCN - CO2 - CH3OH - H2CO Poussières identifiées: - C2H2 - silicates amorphes (pyroxènes, olivine) - CH4 - silicates cristallisés: Mg-olivine crashmovie3.qt 4.4.5 LA MISSION ROSETTA (ESA) Visite des astéroïdes RHODIA (sept. 2008) et LUTETIA (100 km diamètre, juil 2010) près de Mars puis mise en orbite autour de la comète Churyumov-Gerasimenko en 2014. Un petit module atterrira à la surface de la comète http://rosetta.esa.int 4.4.6 LA FORMATION DES COMETES La plupart des molécules libérées sont ensuite cassées par les radiations: H2O + h H + OH OH + h H + O Des minéraux réfractaires formés à haute température ont été retrouvés dans les poussières de la queue de la comète Wild2 ramenées sur Terre par la mission STARDUST (NASA) en janvier 2006. Existent-ils dans le noyau? 4.4.7 LES MOLECULES ORGANIQUES 1864 first spectrum of a comet (Donati, comet Tempel C/1864 N1) 1868 identification of carbon and Swan bands C2 (Huggins) 1881 identification of Na, other emissions of CH, CN, C2, C3 (comet Cruls-Tebbutt 1881III) 1911 identification of CO+ by de la Baume Pluvinel and Baldet (comet Morehouse 1908III) 1941 idendification of OH (comet Cunningham 1941I) No systematic differences between Oort cloud and « Kuiper belt » comets 4.4.8 LE RAPPORT D/H DES COMETES D étant 2 fois plus lourd que H, un fractionnement s ’opère dans les réactions entre solides, liquides et gaz. D/H est plus élevé dans le système solaire externe que dans l ’interne qui est plus chaud selon la réaction HDO + H2 H2O + HD. Le rapport D/H des comètes est 10 fois plus élevé que la composition proto-solaire ce qui suggère une origine interstellaire pour la glace d ’eau cométaire. 4.4.9 COLLISION COMETE SHOEMAKER-LEVY AVEC JUPITER Comet Shoemaker-Levy 9 fragments impact Jupiter, July 16-22, 1994 ‘Bull’s eye’ on Jupiter larger than Earth; first evidence of water in the jovian atmosphere 4.5 ASTEROIDES ET METEORITES Mission Hayabusa - la résonance orbitale - les astéroïdes: des blocs rocheux - la mission japonnaise Hayabusa - la recherche des micrométéorites - les météorites - les météorites de fer - origine des météorites de fer - les pallasites - origine des pallasites - les météorites différenciées - les chondrites - chondrites: l ’oxydation du fer 4.5.1 LA RESONANCE ORBITALE Les lacunes de KIRKWOOD • • Orbital period of O2 is integral multiple of the orbital period of O1 The stronger gravitation pull on O1 in configuration 1 cause it to move into an elliptical orbit. O2 Configuration 1 O1 O1 Configuration 3 Configuration 2 O2 Orbital period of asteroid orbital period of Jupiter 4.5.2 LES ASTEROIDES: DES BLOCS ROCHEUX Les astéroïdes sont des corps rocheux de composition variable suivant qu ’ils sont des débris de planétésimaux différenciés ou non. RAPPEL S-types, silicate rich, rocky, near Mars C-types, carbon rich, lower density, further out M-types, metal rich, various distances 4.5.3 LA MISSION JAPONNAISE HAYABUSA Lancée le 9 mai 2003 Surface caillouteuse maintenue par une gravité très faible. Malgré cela, la sonde s’est posée et a renvoyé un module sur Terre (13 juin 2010).. 4.5.4 LA RECHERCHE DES MICROMETEORITES La recherche des micrométéorites est devenue très fructueuse. Elles se concentrent dans les « lacs bleus » de fusion des glaces en Antarctique. 4.5.5 ~6% of falls fragmentation of core-mantle differentiated asteroids ~1% of falls ~85% of falls formed in the solar nebula ~8% of falls formed by igneous processes near the surface of major or minor planets 4.5.6 LES METEORITES DE FER Météorites de fer : 36Cl-36Ar • • • Structure WIDMANSTATTEN (cristaux Fe-Ni centimétriques) - Kamacite et Taenite: Fe-Ni Hoba Iron 3m x 2m x 1m; 60+ tons Found 1920, Namibia No crater, classified ataxite 4.5.7 ORIGINE DES METEORITES DE FER “hit-and-run” collisions -- Asphaug, Agnor, and Williams (2006) Chain of metalenriched bodies • Oblique collision between Moon-sized projectile and Mars-sized target • Projectile drawn into a chain of objects with diverse compositions 4.5.8 LES PALLASITES sidérolithe (fer-pierreuse) • • • • Stony-iron meteorite Olivine suspended in an iron matrix Etched iron shows Widmanstatten pattern Olivines with very uniform composition 4.5.9 ORIGINE DES PALLASITES core-mantle boundaries? Olivine fragments in Fe-Ni metal (white) Cementation of a fragmented asteroid 1 cm •Pallasites are mixtures of core and mantle materials but did not form at core-mantle boundary •Mantle fragments and small amount of molten Fe-Ni mixed in asteroidal or protoplanetary impact 4.5.10 LES METEORITES DIFFERENCIEES BASALTE DE VESTA L ’ASTEROIDE VESTA EUCRITE METEORITE DE MARS 4.5.11 LES CHONDRITES Chondrites Carbonées CI CM CV CO Ordinary H L Enstatite LL EH EL 4.5.12 CHONDRITES: L ’OXYDATION DU FER Les chondrites ont des compositions chimiques similaires quels que soient les événements subis (choc, irradiation). Les différences sont dues à l ’état d ’oxydation du fer et à la teneur en éléments volatils… L ’état d ’oxydation du fer augmente des Chondrites à Enstatite aux Chondrites Ordinaires puis aux Chondrites Carbonées Les chondrites à enstatite ont la totalité de leur fer sous forme d ’alliage métallique avec le nickel en raison des réactions chimiques suivantes: Chondrites à enstatite Chondrites ordinaires Chondrites carbonées 1 - H2 + (Mg,Fe)2SiO4 MgSiO3 + Feo + H2O olivine => pyroxene + iron metal + water 2 - H2 + FeO Feo + H2O iron oxide => iron metal + water 4.6 LES CONSTITUANTS DES CHONDRITES OU METEORITES NON DIFFERENCIEES matrice chondrules - pétrographie simplifiée des chondrites - composition des inclusions réfractaires - structure et composition des chondrules - origine de la chaleur et temps de formation des chondrules - la matrice carbonée. 1 - les phyllosilicates - la matrice carbonée. 2 - les molécules organiques 4.6.1 PETROGRAPHIE SIMPLIFIEE DES CHONDRITES chondrules olivine ortho et clinopyroxenes melilite Inclusions réfractaires mélilite spinelle matrice carbone phyllosilicates microdiamants 4.6.2 COMPOSITION DES INCLUSIONS REFRACTAIRES Calcium Aluminum Rich Refractory Inclusions - Anorthite: Si2Al2O8Ca - Corindon: Al2O3 - Perovskite:CaTiO3 - Mélilite: [Si 3AlO14]Ca4AlMg - Spinelle: AlMgO4 - Olivine: SiO4Mg2 - Hibonite: (Ca, Ce)(Al, Ti, Mg)12 O19 Formées à haute température: 2000 K très tôt durant l ’effondrement du nuage protosolaire. Les plus vieux solides du système solaire: de 1 à 4 Ma plus vieux que les chondrules 4.6.3 STRUCTURE ET COMPOSITION DES CHONDRULES Chondres porphyritiques Sphéres de 0,5 à 5 mm. Formées par l ’intercroissance d ’olivine [(Mg,Fe)2SiO4] et d ’enstatite ( Mg2(Si2O6). Proviennent de gouttelettes de silicates fondus (T > 16OO K); Leur composition varie d ’une météorite à une autre mais, dans tous les cas, la composition totale chondrules + matrice est celle de la nébuleuse pré-solaire. Chondres non-porphyritiques 4.6.4 ORIGINE DE LA CHALEUR ET TEMPS DE FORMATION DES CHONDRITES LES RADIOSanders & Taylor (2005) ACTIVITES ETEINTES 26Al radioactif 27Al stable Igneous Meteorite s Chondrites 13Al Radiometric ages consistent with 26Al heating • Early accreted bodies heated to higher temperatures • Impact melting less important Les teneurs anormales de 129Xe et 26Mg dans les CAIs sont dues à la désintégration radioactive de 129I et 26Al. Ces éléments radioactifs ont une courte demi-vie: 129I 129Xe + e- + + t1/2 = 16 106 yrs l = 4.3 10-8/ yr 26Al 26Mg + e+ + + t1/2 = 0.72 106 yrs l = 9.8 10-7/ yr Ces teneurs témoignent de la formation précoce des météorites peu de temps après l ’explosion d ’une supernova qui a créé les isotopes instables 129I et 26Al. 4.6.5 LA MATRICE CARBONEE 1 - les phyllosilicates Phyllosilicates de la météorite d ’Orgueil (microscopie électonique à haute résolution). • • • • ‘Cement’ between chondrules Consists of micron size particles Often contains water and carbon Often contains hydrous minerals resulting from ancient interaction of liquid water and primary minerals: – Serpentine – Smectite – Carbonate Must have been liquid water in planetesimals! Tomeoka & Busek, 1988 4.6.5 LA MATRICE CARBONEE: 2 - les molécules organiques There are no large PAHs. • Aliphatics must consist of short, highly branched chains. 4.7 AGE ET COMPOSITION DES CHONDRITES - l’âge des chondrites - chondrites CI et nébuleuse proto-solaire - les isotopes de l ’oxygène des chondrites - la signature isotopique 16O des CAIs - une chronologie possible du système solaire 4.7.1 L ’AGE DES CHONDRITES 143Nd / 144Nd 0.51320 0.51300 C chondrites L chondrites H chondrites Eucrite 147Sm143Nd + a2+ + u + Q 0.51280 0.51260 0.209 0.51240 0.51220 0.1840 0.1880 0.1920 0.1960 147Sm 147Sm 0.2000 0.2040 0.2080 0.2120 / 144Nd abundance decreased by only 3% in 4.56 Ga • Age Pb-Pb (enrichissement en 207Pb par désintégration de U) des CAIs de la météorite Allende 4560 Myr • Age Pb-Pb des chondrites 4555 Myr 4.7.2 CHONDRITES CI ET NEBULEUSE PROTO-SOLAIRE Abondance relative dans la couronne solaire (Si = 106)ET CHONDRITES CI COURONNE SOLAIRE 10 8 O 10 10 Fe 6 Mg S Na Al Ni Cr Mn Ca Co P Ti K Zn Cu 4 10 2 1 Ge Rb Sr Sc B Y Ba La Ce Pb Pr Li Be Th Tm 10-2 10-2 1 2 10 10 4 106 10 8 Abondance relative dans les chondrites CI (Si = 106) La correspondance quasiparfaite de la composition de la couronne externe du Soleil et des chondrites CI confirme qu ’elles représentent la composition chimique de la nébuleuse pré-solaire. C ’EST A PARTIR DE CETTE COMPOSITION QUE L ’ON DETERMINE L ’EVOLUTION DE LA TERRE PRIMITIVE; 4.7.3 LES ISOTOPES DE L ’OXYGENE DES CHONDRITES Ce sont les chondrites ordinaires et plus particulièrement les chondrites à enstatite dont la composition isotopique est la plus proche de celle de la TERRE. +10 es rre e T ch on dr ul -10 ne u +L -20 pente = 1/2 C AI -30 -40 -50 -50 pente 1: combustion de He qui forme de l ’ozone enrichi de façon égale en 17O et 18O. + 17 O%o (SMOW) 0 pente = 1 -40 -30 -20 18 -10 O%o (SMOW) 0 +10 +20 pente 1/2: fractionnement isotopique au cours de la formation des minéraux composant les météorites. 4.7.4 LA SIGNATURE ISOTOPIQUE 16O DES CAIs Les poussières du disque d ’accrétion sont riches en 16O Le gaz de la nébuleuse est pauvre en 16O 4.7.5 UNE CHRONOLOGIE POSSIBLE DU SYSTEME SOLAIRE Séquence principale PROCHAINE LEÇON DE L ’ORIGINE DE LA TERRE ou « L ’HADEEN INFERNAL » CH chondrites • Very metal-rich Pallasite • Olivine and FeNi Richard KERR 2011 Science, 332, 1255. ENSISHEIM, ALSACE 7 novembre 1492 à 11h30 (reste de la météorite: 150 kg) Poussière de comète antarctique 1/2 18O%0 1
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