La formation du système solaire

1. Solar nebula ~105-6 ans Conservation du moment angulaire  disque en rotation La formation du système solaire Proto-Sun (T-Tauri star) ~105 ans Proto-planetary disk Sun shines Proto-planets (gravitation) 98% H+He + dust (silicates, iron, C) + ices (H2O, CH4 + NH3) ~107 ans ~4.5 109 ans Kant et Laplace (fin XVIIIes) Giant molecular clouds Proto-planetary disk (Bêta Pictoris)

3. Différentiation: T° > 1200°C  Fe,Ni-FeS ↓

4. http://www.lisa.univ-paris12.fr/

5. Sikhote-Alin • > 90 % d’alliage Fe/Ni (avec <5-20% Ni) • 6% des météorites collectées pour 90% de la masse • (facile à trouver, bon marché voir ebay.com) • origine = noyaux d’astéroïdes différenciés • trois groupes en fonction de leur structure cristalline (% Ni) : octaédrites, hexaédrites, ataxites Météorites métalliques (sidérites) Canyon Diablo regmaglyptes Hoba (Namibie) 60 tonnes ! T° > 1200°C  Fe,Ni-FeS ↓ Structure de Widmanstätten Séparation de phases pauvres et riches en Nickel lors du refroidissement très lent (plusieurs millions d’années) d’un alliage initialement homogène. La largeur des bandes permet de calculer la vitesse de refroidissement : ~1°C par million d’années  très lent : pas possible sur Terre Campo del cielo (Argentine) 33 tonnes ! Le cratère de Sudbury au Canada constitue aujourd'hui un gisement de nickel constituant les 2/3 des ressources mondiales. Il contient aussi du platine, du cobalt et de l'or... Le cratère Vredefort contient du chrome en abondance, et constitue la plus grande réserve de platine au monde.

6. ~ proportion équivalente de silicates et de métaux Fe/Ni (de 35 à 90%) • (grec sidéros = fer, lithos = pierre) • rares : 2% des météorites collectées • origine = région frontière entre le noyau et le manteau de planétésimaux différenciés Météorites métallo-pierreuses (mixtes ou sidérolithes) Pallasites Mésosidérites Esquel Estherville mélanges de ferro-nickel et de silicates (pyroxène et plagioclase). Les proportions de Fe/Ni et de silicates font qu'ici le métal constitue des inclusions dans les silicates, à l'inverse des pallasites. Elles se sont formés à moindre profondeur ou par impact d’un corps métallique avec un astéroïde différencié. matrice de ferro-nickel enchassant de beaux cristaux d'olivine, mm-cm, jaunes à verts

7. pauvres en métal < 35% Fe/Ni, riches en silicates • 4% des météorites collectées • ‘A’chrondrites : pierreuses mais sans chrondres : le chauffage auquel elles ont été soumises lors de la formation du corps parent a détruit les chondres • origine = fragments de l'écorce d'une petite planète déjà différenciée • plusieurs classes qui regroupe des météorites supposées de même origine : Météorites pierreuses (Achrondrites) Aubrite • Les Aubrites : pauvres en Ca, débris d’astéroïdes type E (ou Mercure ?) • Les Urélites : olivine, carbone, un peu de métaux, gaz rares (origine ?) • Les HED : - les Eucrites : ~laves terrestres, riches en Ca, croûte basaltique (les + vieux basaltes du système solaire) - les Diogénites : aussi basaltiques mais se distinguent des eucrites par leur teneur plus faible en calcium et leur richesse en hypersthène, + grande profondeur - les Howardites : mélange de la matière des eucrites et de celle des diogénites. Eucrite

8. Signatures spectrales des astéroïdes et correspondances météoritiques Spectres (dans le visible+NIR) de quelques astéroïdes Spectres des familles de météorites pris au laboratoire • Notes : • ~ incertitude de l’albédo facteur 2 • (taille des grains inconnue) • 1 astéroïde plusieurs minéreaux en surface (fit pas toujours bon) • - pente + astéroïdes (avec silicates) sont +rougis vers IR (spaceweathering) Trouver les correspondances spectres astéroïdes ↔ spectres météorites - aspect du spectre (pente, raies d’absorption) + albédo  composition de surface de l’astéroïde  histoire géologique de l’astéroïde

9. Signatures spectrales des astéroïdes et correspondances météoritiques Comparaison entre spectre d’astéroïdes (visible-IR) et spectres de météorites en laboratoire La plupart des astéroïdes contiennent en fait des mixtures de l'un ou l'autre des minéraux, dans des proportions diverses, rendant l'interprétation difficile

10. La classification des astéroïdes (Tholen) • Classe C (carboneous) : objets carbonés très sombres, témoins de l'origine du système solaire (75% des astéroïdes) ; localisés dans la région extérieure de la CPA • Classe S (stony) : objets métalliques (nickel, fer, magnésium, silicates) plus brillants (17% des astéroïdes) • Classe M (metallic) : objets en fer et nickel purs, brillants (7% des astéroïdes) Les objets de classes S et M sont le résultat d'un choc : ce sont les morceaux d'un astre plus gros au sein duquel les métaux ont pu fondre. Autres classes (1%) : sont des variantes des classes principales C, S et M dans lesquelles de nombreux astéroïdes ne peuvent être classés

11. Astéroïde de type A : Astéroïde de type rare qui se caractérise par un albédo moyennement élevé et une couleur rouge très intense. Une forte absorption dans le proche infrarouge semble indiquer la présence d'olivine. Astéroïde de type B : Sous-classe d'astéroïdes de type C qui se distinguent par un albédo plus élevé. Astéroïde de type C : Catégorie d'astéroïdes de couleur gris foncé possédant un albédo d'environ 5%. Le "C" signifie "carboné" et on pense qu'ils sont composés du même type de matière que les chondrites carbonées. Les astéroïdes de type C sont fréquents dans la partie extérieure de la ceinture principale. Astéroïde de type D : Type d'astéroïde rougeâtre que l'on trouve rarement dans la ceinture principale, mais qui devient plus fréquent à des distances très grandes du Soleil. Astéroïde de type E : Type d'astéroïde d'albédo élevé. Sa composition peut ressembler à celles de météorites connues sous le nom d'achondrites enstatites. Astéroïde de type F : Sous-classe d'astéroïdes de type C qui se distinguent par une faible ou inexistante absorption des UV dans leurs spectre. Astéroïde de type G : Sous-classe d'astéroïdes de type C qui se distinguent par une forte absorption des UV dans le spectre. Astéroïde de type M : Catégorie assez commune d'astéroïdes à faible albédo ; on suppose qu'elle possède une composition métallique semblable aux météorites ferreuses. Astéroïde de type P : Type d'astéroïde à faible albédo, fréquent dans la partie extérieure de la ceinture principale. Astéroïde de type Q : Type rare d'astéroïde, proche de la classe des météorites chondrites. Les astéroïdes Apollo et peu d'autres s'approchant de la Terre sont les seuls objets appartenant à cette classe connus à ce jour. Astéroïde de type R : Type rare d'astéroïde d'albédo modérément élevé. Dembowska n° 349 en est un exemple. Astéroïde de type S : Catégorie d'astéroïdes d'albédo moyen, proches des météorites rocheuses, que l'on suppose être composées de matière silicatée. Les astéroïdes de type S se rencontrent fréquemment dans la ceinture d'astéroïdes interne. Astéroïde de type T : Type d'astéroïde qui se caractérise par un albédo assez faible. Astéroïde de type V : Type d'astéroïde dont le seul exemple connu est Vesta. Les types d’astéroïdes (Tholen):classes en fonction de l’albédo et du spectre (~composition)

12. pauvres en métal < 35% Fe/Ni, riches en silicates • 4% des météorites collectées • ‘A’chrondrites : pierreuses mais sans chrondres : le chauffage auquel elles ont été soumises lors de la formation du corps parent a détruit les chondres • origine = fragments de l'écorce d'une petite planète déjà différenciée • plusieurs classes qui regroupe des météorites supposées de même origine : Météorites pierreuses (Achrondrites) • Les Aubrites : pauvres en Ca, débris d’astéroïdes type E (ou Mercure ?) • Les Urélites : olivine, carbone, un peu de métaux, gaz rares (origine ?) Eucrite • Les météorites de Vesta (HED) : - les Eucrites : ~laves terrestres, riches en Ca, proviendraient de la croûte basaltique de Vesta (les + vieux basaltes du système solaire) - les Diogénites : aussi basaltiques mais se distinguent des eucrites par leur teneur plus faible en calcium et leur richesse en hypersthène, des profondeurs de Vesta - les Howardites : mélange de la matière des eucrites et de celle des diogénites. Ce sont des échantillons du régolithe de Vesta. (1) Bereba eucrite (3) Bereba irradiée Champ magnétique sur Vesta ?

13. = météorites SNC (Shergottites, Nakhlites, Chassignites) 1er ALHA 81005 Météorites lunaires et martiennes (SNC) • ~50 chutes (112 météorites pour 46kg) ~ 1/1000 vient de la Lune • origine ? Composition chimique, isotopique et minéralogique ↔ roches Apollo • âge de la Lune ~ 4,5 109 ans • Il s'agit de « brèches » (mélange de roche) formées lors d'impacts violents de météorites sur le sol de la Lune • provenant de régions aléatoires sur la Lune à comparer aux 350 kg rapportés par Apollo sur 6 sites (centre de la face visible autour de Mare Imbrium) • Exposition aux rayons cosmiques  date d’éjection < 20 106 ans  orbite autour de la Terre  chute vitesse de libération Lune = 2,4 km/s Mars = 5,2 km/s Corrélation entre l'abondance en N2, CO2 et divers isotopes de gaz rares dans EETA 79001 et dans l'atmosphère de mars micro organismes ? EETA 79001 ALHA84001 - Pas (encore) de météorite de Mercure et de Vénus… - Roches terrestres antérieure à 3,9 109 ans sur la Lune ? http://www.nirgal.net/meteori.html

14. « Nous voici le 7 décembre 1863 dans la campagne brabançonne, peu avant midi.... Soudain, deux très fortes détonations retentissent, suivies de roulements et d'explosions. Les habitants, sortis à la hâte de leurs maisons, eurent le temps de voir un corps noir allongé se fracasser sur la route au lieu dit "le Rond Chêne". Avec empressement, les fragments furent ramassés et distribués entre les témoins... » Les météorites Belges Tourinnes-la-Grosse 1863 (L6) deux morceaux pour ~15kg (reste 3.5 kg) Lesve (1896) L6 Hainaut H3-6 (1934) « C'est un bolide plutôt bleuté qui a traversé le ciel hollandais ce 26 novembre 1934 dans la soirée. Au fur et à mesure qu'il se rapprochait, il devint de plus en plus brillant. Lorsqu'il passa au dessus de la ville de Liège, la traînée lumineuse semblait mesurer plus de 5 mètres de long dans le ciel... Très rapidement le bolide traversa la Belgique et explosa au dessus de la ville de Mons... Ce n'est que quelques jours plus tard que l'on trouva la météorite enfouie dans un champ de Bettrechies » St-Denis Westrem (1855) L6

15. Récolte dans votre jardin (eau de pluie, neige) : • très petites météorites < 1g mais ~70 103 tonnes /an sur Terre ! • très nombreuses, danger pour les astronautes • pas détruites car très légères  énergie faible freinage aérodynamique  tombent lentement (vol plané) Les micrométéorites Collectées en Antarctique utilisation d’un aimant, observation au microscope… mais pollution humaine, volcans etc. ?? et collectes en avion stratosphérique (U2) avec aérogel sur les ailes (particules ~intactes) • Origine cométaire/ astéroïdes 10 μm Interplanetary dust particules (IDPs) : + matière volatile, carbone, « fluffy », haute porosité  poussière cométaire ? Carottes de glace

16. La lumière zodiacale • faible lueur d’aspect triangulaire suit l’écliptique, plus brillante vers le Soleil • aux latitudes moyennes nord, on l'observe le mieux vers l'ouest au printemps, après le crépuscule, ou vers l'est à l'automne, juste avant l'aube • réflexion de la lumière du Soleil par les poussières interplanétaires • particules situées le long de l’écliptique centrées sur le Soleil • densité très faible : ~1 particule (1mm, albedo=0.07) / 10 km • mais dans les très bons sites et dans l’espace c’est la « pollution lumineuse » dominante !

18. La bande zodiacale et le Gegenschein • à l’oposé du Soleil (lueur anti-solaire) causé • par du « backscattering » et prolongé par la • bande zodiacale qui ceinture tout le ciel • (↔ lumière zodiacale)

20. Radiation du soleil (S) et radiation thermique d'une particule vue d'un observateur au repos par rapport au soleil. Sous l’action du rayonnement solaire les particules de poussière tombent en spiralant vers le Soleil Effet Poynting-Robertson le mouvement orbital des grains de poussière provoque un léger décalage de la pression radiale de la radiation solaire, ce qui ralentit leur orbite La force de Poynting-Robertson est égale à: • comme g prop. 1/R2 et FPR prop. 1/R2.5 effet PR ↑ quand R↓ •  e↓ et R↓ • ~ qq milliers d’années pour tomber sur le Soleil à 1ua  source continue de poussières par les astéroïdes et les comètes comme g prop. r3 et FPR prop. r2 effet PR↑ quand r↓ mais taille critique: si r < 0.1 μm  presssion de radiation > g  particules s’échappent Où W est la puissance irradiée par la particule (= à la radiation incidente), v est la vitesse de la particule c est la vitesse de la lumière, r est le rayon de l'objet, G est la cte de gravitation universelle, Ms est la masse du Soleil, Ls est la luminosité solaire R est le rayon orbital de l'objet.

21. Les tectites (du grec têktos, fondu) sont de petits globules de verre naturel, souvent en forme de coupe ou de goutte, de quelques mm à quelques cm. Elles contiennent de 70 à 80% de silice, 3 à 16% d'alumine. Les champs de tectites elles se répartissent à la surface de la Terre dans des zones de forme elliptique. Ces zones sont associées à des cratères d'impact, et leur âge est le même que celui du cratère. Ce ne sont donc pas des météorites, mais des matériaux terrestres fondus. Lors de l'impact d'une météorite assez importante, la chaleur produite par le choc a fondu le sol terrestre, qui s'est vitrifié et a été projeté sous forme de gouttes. Ces gouttes sont retombées plus loin sur une surface elliptique à l'opposé de la direction d'arrivée de la météorite. Certaines sont projetées tellement fort, qu'elle sortent de l'atmosphère, pour aller retomber des milliers de kilomètres plus loin

22. Les différentes étapes de la formation d’un cratère (simple) : • Arrivée du bolide : après avoir traversé l'atmosphère en 2 secondes, le météroïde (>100m) arrive à une vitesse de typiquement ~20 Km/s (astéroïde) • Impact : les matériaux du socle rocheux sont fortement comprimés  onde de chocsupersonique dans le sol et le météroïde (E_cin = ½ m v2) • Vaporisation : 0,2 s plus tard dans la zone centrale la pression = 5 109 bar, T~5-10 103 K  sublimationexplosive du météroïde et de la roche voisine (~même volume que le météroïde), l’onde de choc s’enfonce à 20km/s (> 5km/s onde sismique)  cratères presque toujours circulaires (sauf si inclinaison <10°) en dessous: T~5 103 K, P=106 b  fusion de la roche Dans les niveaux inférieurs, la P et la T diminuant, les roches du socle subissent des déformations: mécaniques (fractures) pour une T de 250°C et une P de 350 Kb, puis plastiques pour une T de 100 °C et une P de 100 Kb et enfin élastiques.Les matériaux issus de la vaporisation explosive commencent a être éjectés par la décompression. • Excavation et éjection : 2 s après l'impact, c'est la phase d'éjection des matériaux la plus importante qui formera un cratère dit transitoire (taille du trou maximale, profondeur ~1/3-4 du diamètre). Les matériaux éjectés sont expulsés par la décompression et s'entassent selon leur taille, les plus gros tomberont près du cratère, les petits plus loin (éjecta). Au fond du cratère le socle est brèchifié (conglomérat, mélange de roches fracturées) • Modification finale : va dépendre de l’énergie du météroïde, du terrain etc. Après l'éjection des matériaux les bords du cratère primitif s'effondrent et la chute de pression entraîne une détente des roches du centre qui étaient fortement comprimées ce qui provoque un soulèvement du fond (rebond). Cratère final 10 à 20x la taille du corps parent Le tout prend ~10 minutes  cratère simple (< 20km)  cratère complexe (avec pic central ou anneau) Formation des cratères d’impact

23. Les différents types de cratères d’impact • Cratère simple (en forme de bol, bord escarpé) Ø <5km sur Terre, jusque 15km Lune Plus la gravité est élevée plus vite on forme un cratère complexe Mars Meteor Crater (Terre 1km) Lune (10 km) • Cratère complexe (anneau montagneux)  bassin > 500 km • Cratère complexe (pic central) Terre (Canada 32 km) Mars (Lowell 201km) Terre (Cow, Canada 4 km) Callisto (Valhalla 600km) Lune (crater 308, 80 km)

24. Les différents types de cratères d’impact • Cratère simple (en forme de bol, bord escarpé) Ø 2-5km sur Terre, jusque 15km Lune Plus la gravité est élevée plus vite on forme un cratère complexe Mars Meteor Crater (Terre 1km) Cratère artificiel 100 kt (400m) • Cratère complexe (anneau montagneux)  bassin > 500 km • Cratère complexe (pic central) Terre (Canada 32 km) Lune (Mare Orientale 201km) Callisto (Valhalla 600km) Lune (crater 308, 80 km)

25. (astroblèmes) Cratères d’impact sur Terre Meteor Crater (Arizona) 1,2 km Ø , 180m prof. 50 000 ans , ~50 m ~ 300 000 t (Fe/Ni) 2.5MT TNT (150x Hiroshima), 250 km2 débris ~ 170 cratères entre 50m et 300 km de Ø  2 109 ans (mais +part < 200 106 ans)

26. D. Barringer (1906) : Meteor Crater (mining 1929)  E. Shoemaker (1960) : métamorphisme de shock haute pression (reconnaissance des cratères d’impact) Métamorphisme d’impact Ries crater (24km, 15My, Allemagne) • brèches (« breccia »): couche de matière fondue et mélangée, constituées de fragments anguleux de tailles diverses des roches cristallines et métamorphiques du socle, proche de la zone d’impact, fond du cratère • cônes de percution (« shatter cone ») : se développent dans les roches à grains fin (de 1cm à 10m), les stries coniques pointent vers le point d’impact au dessus du fond du cratère Breccia Ries crater (Allemagne) • quartz choqué: déformation microscopique des minéraux, structure lamellaire cratère de Rochechouart (France) • Couche « iridium » (K/T) cratère du Ries (Allemagne) 65 My

27. Intérêt de l’étude des météorites : • Les météorites sont vieilles et nous donnent l’âge précis de la formation du système solaire • La composition des météorites est semblable à celle du Soleil  « building blocks » des planètes (composition de la nébuleuse solaire) • Les météorites permettent de comprendre l’évolution géologique des corps du système solaire elles mettent en évidence des processus divers • Météorites provenant de la Lune, de Mars et de Vesta : témoins uniques de ces corps • Les météorites contiennent du matériel plus vieux que le système solaire lui-même permettant de comprendre les processus de nucléosynthèse dans le milieu interstellaire (composition de la nébuleuse proto-solaire)