1 Météorites non différenciées : Chondrites

Formation :

Certaines météorites sont les objets les plus primitifs que l'on connaisse. A l'examen, ils montrent de petits globules millimétriques clairs, nommés chondres. On les appelle donc chondrites.

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.

Allendé. Chondrite Carbonée de type CV3

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. Comment se sont-il formé ?

L'hypothèse la plus probable est celle de la supernova qui aurait explosé non loin du nuage d'hydrogène et d'hélium protosolaire. Elle a rejeté 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.

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. Ce sont des minéraux ignés, qui ont subi une forte élévation de température ce qui est paradoxale, puisqu'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 2000 K à la température de l'espace en quelques minutes, au plus quelques heures. 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.
• 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.

Allendé

Classement

Les chondrites sont classées selon des critères minéralogiques. On distingue tout d'abord les classes, qui regroupent les objets ayant des compositions minéralogiques proches, donc probablement issus de la même zone dans le système solaire. Ensuite, dans chaque classe, on distingue les objets ayant des propriétés vraiment semblables, à tel point que les membres d'un groupe doivent provenir d'un même corps parent :

• chondrites ordinaires : les plus courantes. On les subdivise selon leur teneur en fer par rapport à leur teneur en silicium, et on les désigne à l'aide d'une lettre :
• H : (High) contenant beaucoup de fer oxydé ;
• L : (Low) contenant peu de fer oxydé ;
• LL : (Low Low) très peu de fer oxydé.
• chondrites carbonées : les plus riches en éléments volatils, et contenant quelques pour cent de carbone. Leur composition est la plus proche de celle du Soleil ;
• CI : ne contiennent pas de chondres ! Nommé d'après Ivuna en Tanzanie, où a eu lieu la chute représentative du groupe ;
• CM : pour Mighei, Ukraine ;
• CO : pour Ornans, France ;
• CR : pour Renazzo, en Italie ;
• CK : pour Karoonda en Australie ;
• CV : celles contenant le plus de CAIs, CV pour Vigarano en Italie.
• chondrites à enstatite : contenant ce minéral (MgSiO₃) :
• EH : (High) chondrite à enstatite, à fort taux de fer ;
• EL : (Low) idem, contenant peu de fer ;
• chondrite Rumuruti : clan ne comprenant qu'un seul groupe, car toutes les météorites lui appartenant ont la même composition ; elle proviennent de Rumuruti ;
• chondrite Kakangari, même chose que pour le clan précédent, la provenance étant Kakangari.

Les chondrites sont aussi numérotées, de 1 (beaucoup de volatils) à 6 (bien mélangées). Les chondrites 3 sont les mieux conservées et les plus représentatives de l'état de nébuleuse primitive. De 3 à 1, elles sont de plus en plus transformées par l'eau. Les types 1 ne présentent pas de chondres : soit il n'y en avait pas à la formation, soit ils ont été détruits par l'eau. De 3 à 6, les chondrites ont subi une élévation de température de plus en plus forte.

2 Météorites différenciées

Formation :

Différenciation

Les plus gros astéroïdes de la nébuleuse solaire ont été suffisamment massifs pour atteindre la température de fusion. 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. Certains de ces astéroïdes ont subit 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. Ce sont les sidérites.
• 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). Ce sont les sidérolithes. (grec sideros = fer + lithos = pierre).
• Enfin, ceux provenant de la croûte de l'astéroïde ne contiennent que des silicates. Ce sont les achondrites

2.1 Sidérites

Elles participent pour 6 % de la totalité des chutes. Elles sont constituée majoritairement de fer, avec un petit pourcentage de nickel, et des traces d'autres éléments (iridium, chrome, gallium, germanium, carbone, phosphore...).

Selon le pourcentage de nickel, on distingue trois alliages différents des deux métaux, qui présentent des structures cristallines différentes :

• la kamacite, à structure cristalline cubique centrée, contenant de 4 à 7,5 % de nickel ;
• la taénite, à structure cristalline cubique à faces centrées ;
• la tétraénite, à structure tétraédrique, qui contient plus de 50 % de nickel.

La tétraénite est rare, et les sidérites normales sont des mélanges de kamacite et de taénite. La cristallisation de ces deux alliages étant différente, et se produisant à des températures différentes, il existe dans la sidérite un entrelac de cristaux de chaque espèce, nommé figures de Widmanstäten.

Figures de Widmanstaten sur Météorite Gibeon

Les sidérites sont classées selon :

• les hexaédrites : leur teneur en nickel est comprise entre 5 et 6 %. La maille cristalline élémentaire est cubique (hexahèdre).
• les octaédrites : les plus nombreuses, elles sont caractérisées par une faible teneur en nickel, de 7 à 15 %.
• les ataxites : leur teneur en nickel est très forte, dépassant les 16 %, et allant exceptionnellement jusqu'à 60 %. Les cristaux sont beaucoup plus petits, et les figures de Widmanstätten ne sont plus visibles qu'au microscope.

2.2 Sidérolithes

Les sidérolithes contribuent pour 1% de toutes les chutes de météorites. Elles sont donc relativement rares.

On les subdivise en deux sous-classes bien distinctes :

• les pallasites (proches des sidérites) : matrice de ferro-nickel enchassant de beaux critaux d'olivine, millimétriques à centimétriques, jaunes à verts. Elles sont nommées d'après Pallas, naturaliste allemand, qui a étudié en 1775 une météorite tombée à Krasnojarsk en Russie.
• les mésosidérites (proches des achondrites) : mélanges de ferro-nickel et de silicates en parties égales, semblables aux eucrites. Les silicates se partagent en pyroxène et plagioclase. Les proportions de fer-nickel et de silicates font qu'ici le métal constitue des inclusions dans les silicates, à l'inverse des pallasites.

Pallasite Fukang

Leur origine se situe à l'interface entre le noyau et le manteau d'un corps différencié. La proportion de métaux et de silicates varie avec la profondeur, les pallasites s'étant formées plus profondément que les mésosidérites.

2.3 Achondrites

Ce sont donc des météorites pierreuses, essentiellement constituées de silicates, et ne montrant pas de chondres. Ceux-ci étant relativement sensibles à la chaleur, on en déduit que ces roches ont été chauffées, ce qui explique leur disparition. Ceci est attesté aussi par la texture de la météorite, et par sa composition minéralogique qui sont proches de celles des magmas terrestres.

Les achondrites sont des fragments de l'écorce, ne contenant guère que des silicates, d'une petite planète déjà différenciée.

Al Haggounia (Aubrite)

On distingue les :

• achondrites riches en calcium, qui contiennent plus de 5 % de calcium sous forme d'oxyde. Le minéral dominant est le plagioclase calcique. Elles comprennent trois classes :
• les angrites ANG riches en pyroxène calcique ;
• les eucrites EUC ;
• les howardites HOW ;
• achondrites pauvres en calcium, contenant moins de 3 % de calcium :
• les diogénites DIO ;
• les urélites URE ;
• les aubrites AUB.

Certaines achondrites ont une provenance particulière:

• les météorites lunaires
• les météorites martiennes
• les météorites de Vesta.

Ces achondrites ont été arrachées par un impact violent à la croûte d'une planète déjà différenciée. La faible vitesse de libération des planètes concernées, et la vitesse à laquelle un astéroïde a pu les heurter, permettent tout à fait d'expédier dans l'espace proche des cailloux arrachés à la croûte.

Les météorites lunaires ont été identifiées grâce aux roches lunaires ramenées par les missions Apollo, par comparaison de leur minéralogie.

Tissint (Shergottite)

Les météorites martiennes proviennent essentiellement de trois chutes, Shergotty, Nakkla, et Chassigny (noms des régions où sont tombées ces météorites). Pour cette raison, on les désigne par le sigle SNC. Dans leurs cristaux, on trouve de minuscules bulles de gaz, dont l'analyse montre une très grande ressemblance chimique et isotopique avec l'atmosphère de Mars, qui a été analysée par des sondes sur place.

Tatahouine (Diogénite)

Les diogénites enfin, sont supposées provenir de la petite planète Vesta. Pour s'en convaincre, on a étudié en détail le spectre de cette petite planète, et celui des météorites. La ressemblance frappante entre les deux ne laisse guère de doutes sur l'origine. Des études fines ont même déterminé un emplacement probable, à la surface de Vesta, pour l'origine de ces météorites.

Pour résumé un tableau :