Types de météorites Les météorites sont donc des cailloux (mot que nous préciserons plus loin) qui viennent d’une région du système solaire où une planète n’a pas pu se former. Mais cependant, des astéroïdes de toutes tailles se sont constitués, par accrétion de plus petits, pour former finalement les planètes. Certains ne sont pas parvenus à ce stade. Les moins importants, de petite masse, n’ont pu accumuler beaucoup de chaleur, et ont conservé leur structure originelle. Directement pour les plus petits, après fragmentation due à un choc pour les autres, ils ont produit des météorites qui viennent tomber sur la Terre. Certaines de ces météorites sont des pierres (au sens usuel du terme), simplement recouvertes d’une couche noirâtre et vitreuse produite par la fusion superficielle en traversant l’atmosphère de la Terre. Elles sont nommées aérolithes (nom masculin, du grec aero air, et lithos pierre). Dans les objets plus massifs, il y a eu différenciation par chauffage. La différenciation est la séparation gravitationnelle des matériaux dans un liquide, les plus lourds tombant au fond (vers le centre de la planète), les plus légers surnageant à la surface. C’est ainsi que les gaz, et plus généralement tous les volatils, s’échappent de la surface de la planète et ont produit dans le passé les atmosphères. Aujourd’hui encore, ce dégazage se manifeste dans les volcans et les zones alentours. On distingue donc tout d’abord les météorites différenciées et les météorites non différenciées. Attention, le mot aérolithe est attaché à la provenance céleste de la pierre, mais ne préjuge pas de sa constitution. Bien pratique, il est trompeur car on trouve des aérolithes de deux natures vraiment différentes. Météorites non différenciées : chondrites Certains aérolithes sont les objets les plus primitifs que l’on connaisse. A l’examen, ils montrent de petits globules millimétriques clairs, nommés chondres (nom masculin, du grec chondrion, qui signifie grain). On les appelle donc chondrites (nom féminin). On pense que ces globules se trouvaient dans le nuage au moment de la formation du système solaire, et qu’ils viennent de très loin : ils auraient été produits par l’explosion d’une supernova. Les chondrites se sont formées à basse température, assez loin du Soleil, dans un corps parent trop peu massif pour s’échauffer et se transformer. La chimie est peu active à cause du froid qui règne dans ces régions, et ils n’ont donc pas évolué depuis leur formation. Leur composition est très proche de celle de l’atmosphère du Soleil (donc de la nébuleuse primitive), sauf pour les éléments les plus volatils qui y sont moins abondants. Ce sont des témoins de la naissance du système solaire. Leur constitution se présente ainsi : Chondres : globules millimétriques (0,1 à 2 mm, rarement plus gros), grossièrement sphériques, d’aspect vitreux, probablement formés par des gouttelettes refroidies. On n’en trouve dans aucun des matériaux terrestres, et ils sont une signature pour certaines météorites. Ce sont des minéraux ignés, qui ont subi une forte élévation de température (paradoxe, on les trouve dans des objets qui n’ont pas été chauffés…). Leurs propriétés minéralogiques impliquent qu’ils se sont refroidis très rapidement, passant de 1.500 ou même 1.900 K à la température de l’espace en une dizaine de minutes, au plus quelques heures (ceci est confirmé par des expériences de laboratoire). Les chondres constituent jusqu’à 80 % d’une chondrite. Matrice : les chondres sont agglutinés par un ciment sombre à grain fin, la matrice, constituée de minuscules grains d’olivine, de pyroxène, de sulfures, d’oxydes, de feldspathoïdes et de graphite. On y trouve des poussières interstellaires. Après formation, la matrice a été légèrement refondue, probablement par chauffage lié à la désintégration de l’aluminium 26. Ceci a produit une sorte de métamorphisme des chondrites. Inclusions réfractaires : ce sont d’autres inclusions figurant dans la matrice des chondrites. On les nomme poétiquement CAI (Ca Al Inclusions), car elles sont constituées de grains clairs très riches en calcium et aluminium. On les trouve presque exclusivement dans la sous-classe de chondrites que l’on appelle chondrites carbonées. Les chondrites carbonées sont des chondrites contenant 5 % de matière organique riche en carbone. Certains minéraux des chondrites carbonées sont anormaux (par rapport aux minéraux semblables sur Terre) : ils ont des atomes de magnésium 26 à la place de l’aluminium. Or l’aluminium 26 est instable, et décroît en magnésium 26 avec une période de 720.000 ans. Si on considère que ces minéraux se sont formés normalement, avec Al et non Mg, il faut envisager qu’il y avait à l’époque de leur formation assez de 26Al présent. Puisque sa période est très courte, il venait de se former (bien moins que 5 millions d’années, puisqu’après 5 millions d’années il n’en reste pratiquement plus). Comment se forme-t-il ? Bien sûr par des réactions nucléaires, soit à l’intérieur des étoiles, soit dans l’explosion d’une supernova. S’il s’est formé dans une étoile, il y est resté assez longtemps pour se transformer en 26Mg. Il ne reste donc que l’hypothèse de la supernova qui aurait explosé non loin du nuage d’hydrogène et d’hélium protosolaire. Elle a rejetté dans l’espace de l’aluminium 26Al, qui a constitué des minéraux puis des grains. L’enveloppe de la supernova est venue à grande vitesse percuter le nuage, en le contaminant et en produisant une onde de choc. Il est probable que cette onde de choc ait amorcé l’effondrement gravitationnel du nuage à l’origine du système solaire. Différenciation Revenons sur la supernova évoquée plus haut. Les éléments lourds synthétisés dans son explosion (par des réactions nucléaires différentes de celles qui se produisent dans les étoiles), sont projetés au loin. A une distance suffisante de l’explosion, la température est assez basse pour que les atomes puissent se combiner en molécules, puis ces molécules en grains. Ces grains, après un voyage spatial assez long, sont arrivés dans le nuage qui allait se contracter pour former notre système solaire. Lorsque les planétésimaux se sont formés, ils ont aggloméré ces grains. Ce sont les chondres qu’on trouve dans certaines météorites. Les plus gros astéroïdes ont été suffisamment massifs pour atteindre la température de fusion (par accrétion et radioactivité). Le processus de différenciation s’est alors déroulé, amenant les éléments lourds, fer et nickel, au centre, les silicates en surface. Dans la zone intermédiaire, un mélange des deux a subsisté. Puis, l’objet s’est refroidi et solidifié. Si un objet de cette taille est tombé sur la Terre, il a dû produire un cataclysme extraordinaire. Mais la Terre n’en a pas gardé la trace, à cause de l’érosion sous toutes ses formes (la Lune provient probablement d’un tel impact gigantesque). Certains de ces astéroïdes ont dû eux aussi subir des chocs. Supposons que deux astéroïdes d’une centaine de kilomètres de diamètre (donc différenciés) se soient heurtés. Le choc a été assez violent pour les briser. Des fragments provenant de chaque partie ont été projetés dans l’espace, sur de nouvelles orbites. Les morceaux provenant du noyau sont donc constitués d’un alliage de fer et de nickel pratiquement pur. Ceux provenant de la zone intermédiaire contiennent à la fois du fer-nickel et des silicates (mélange dans la zone la plus profonde, silicates purs plus haut). Enfin, ceux provenant de la croûte de l’astéroïde ne contiennent que des silicates. On trouve effectivement toutes ces sortes de météorites : celles qui ne contiennent pas de silicates (fer-nickel pur) provenant du noyau sont nommées sidérites (nom féminin, grec sideros = fer) ; les mixtes provenant du manteau sont appellées sidérolithes (nom féminin, du grec sideros = fer + lithos = pierre). celles provenant de la surface ressemblent un peu aux chondrites, mais ne contiennent pas de chondres : s’il y en avait, ils ont été détruits par la chaleur. Ces météorites sont nommées achondrites (nom féminin, grec a = privatif).
Posted on: Sat, 09 Nov 2013 00:00:02 +0000
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