Histoire thermique des chondres réduits dans le système solaire primitif – THEODULE

Après une phase de caractérisation texturale, minéralogique et chimique utilisant diverses techniques analytiques (CT-scan, EMP, SEM, et EBSD), deux méthodes seront utilisées afin de déterminer les taux de refroidissement: l'une basée sur des analyses LA-ICP-MS dans les grains de métal situés sur le bord des chondres, l'autre nécessitant la préparation de coupes FIB dans le pyroxène riche en calcium pour des observations TEM.

La première série d'analyses CT-scan dans la météorite de Paris (CM), Renazzo (CR) et Isheyevo (CH/CB) a permis de mettre en évidence la présence de zones d'intérêt contenant plusieurs chondres de type I possédant des grains de métal de l'ordre du millimètre situés en bordure. Suite à la découpe précise de ces zones d'intérêt, une seconde phase de caratéristaion est actuellement en cours au CT-scan.

Caractérisation texturale, minéralogique et chimique de nos échantillons, mesure des profils de concentration en Cu et Ga des grains de métal par LA-ICP-MS et prélèvement de coupes FIB dans les pyroxènes riches en calcium pour des analyses au TEM.

Pas de production scientifique à ce stade du projet.

Les chondres des météorites ont enregistré un épisode de fusion généralisé dans le système solaire primitif, soit dans le disque protoplanétaire, soit associé à la formation des planètes. Les mécanismes proposés pour la formation des chondres incluent la fusion de poussières silicatées par des ondes de choc dans le gaz, la fusion pendant le passage des poussières à travers de l'onde de choc magnétique entourant des embryons planétaires, et la fusion suite à des collisions de planétésimaux. Les histoires thermiques de tels évènements sont en cours de modélisation et nous pouvons les comparer aux vitesses de refroidissement mesurées dans les chondres en vue d’évaluer ces mécanismes. La plupart des estimations de vitesse de refroidissement des chondres sont fondées sur des chondres oxydés (type II), parce que leur olivines riches en fer sont fortement zonées, et que leurs zonations en Fe/Mg et en éléments mineurs peuvent être simulées par des expériences de cristallisation et des calculs de diffusion. Ces taux de refroidissement, quoique quelque peu discutables, sont généralement supposés s'appliquer à tous les chondres, et sont l'un des meilleurs arguments supportant le mécanisme par ondes de choc dans le gaz. Toutefois, les chondres de type II ne sont abondants que dans les chondrites ordinaires, lesquelles sont associées aux astéroïdes de type S et se sont donc probablement formées dans le système solaire interne. L'histoire du refroidissement des chondres réduits (type I) qui sont les plus abondants dans les chondrites carbonées (apparentées aux astéroïdes de type C et aux comètes), et donc formés dans la majeure partie du disque protoplanétaire, est donc très importante mais largement inconnue, car leurs olivines forstéritiques ne sont pas zonées. Nous proposons d'appliquer deux nouvelles méthodes pour déterminer les vitesses de refroidissement des chondres de type I, en utilisant plusieurs techniques de pointe.

Nous étudierons des échantillons des météorites de Paris (CM) et Renazzo (CR), provenant toutes deux de la collection du MNHN, ainsi que la chondrite CH/CB Isheyevo. La tomographie X sera utilisée pour repérer des chondres de type I ayant des grains de métal à leur surface. Nous préparerons des séries de sections polies intersectant les régions d'intérêt, et caractériserons les chondres par MEB analytique (EDS-SDD), microsonde électronique et EBSD. Un nombre représentatif de chondres contenant des grains de pyroxène riche en Ca et du métal seront sélectionnés pour des études plus poussées. Les grains de métal à la surface des chondres seront analysés par LA-ICP-MS et les profils de diffusion en Cu et Ga seront utilisés pour déterminer les vitesses de refroidissement. A partir des mêmes échantillons, nous préparerons des sections FIB de pyroxènes riches en Ca pour une étude par MET, afin d'étudier à l'échelle nanométrique les exsolutions d'augite-pigeonite formées lors du refroidissement. La périodicité des lamelles d'exsolution sera utilisée pour déterminer les vitesses de refroidissement. Nous disposerons donc de deux nouvelles mesures indépendantes de taux de refroidissement à des températures proches de 1200°C. Des vitesses de refroidissement concordantes mettraient fin à la controverse au sujet du refroidissement des chondres. Les histoires thermiques obtenues seront confrontées aux modèles, et permettront d'évaluer les mécanismes de chauffage qui prédominaient dans le disque protoplanétaire lors de la formation du système solaire.