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Missions spatiales Stardust et Genesis :
une comète et un rayon de Soleil à
Nancy
Bernard Marty
Institut Universitaire de France
Ecole Nationale Supérieure de Géologie
Centre de Recherches Pétrographiques et GéochimiquesUPR 2300 CNRS
Les grandes questions sur la formation du système solaire et sur l’évolution des planètes
Origine de la matière
Processus de formation
Chronologie
Pourquoi ramener des échantillons de l’espace ?
Origines des planètes et de la vie
les géologues travaillent sur des échantillons
Les météorites primitives: des témoins du début du système solaire
Disques autours d’étoiles jeunes dans la nébuleuse
d’Orion (image HST, doc ISSI)
Origines des planètes et de la vie
Les météorites primitives: des témoins du début du système solaire
TIMS Triton, IPGP
Disques autours d’étoiles jeunes dans la nébuleuse
d’Orion (image HST, doc ISSI)
Sonde ionique ims1270 Nancy
IosNASA
GenesisApollo Luna
Stardust
Quantité d’échantillons ET ramenées par les missions spatiales
1.E-10
1.E-08
1.E-06
1.E-04
1.E-02
1.E+00
1.E+02
1.E+04
1.E+06
1970 1980 1990 2000 2010
Year of recovery
reco
vere
d m
ass,
gra
m
APOLLO : 380 Kg
LUNA : 300 g
GENESIS : 10-8 g
STARDUST : 10-6 g
Quantité d’azote nécessaire pour effectuer une analyse isotopique au niveau du pour mille
1.E-12
1.E-11
1.E-10
1.E-09
1.E-08
1.E-07
1.E-06
1.E-05
1960 1970 1980 1990 2000 2010
Year
Ana
lyse
d N
itrog
en, g
dynamic mass spectrometry
static mass spectrometry
Laser extraction,static mass
spectrometry
Orion
Composition de la nébuleuse primitive ?
Questions
Matière cométaire solaire ou interstellaire ?
Avons nous déjà des échantillons de comètesurTerre (ex : Interplanetary Dust particles -
IDPs) ?
Relation entre comètes et atmosphères ?
Composition du système solaire lointain : Stardust
NASA Program DiscoveryPI : Don Brownlee
50 000 AU
5 km
Comète « fraîche » dans son orbite actuelle depuis seulement 30 ans
Proche de la Terre
8 mm
Grain terminal :1-20 μm
Les grains de la coma ont été piégés dans de l’aérogel à une vitesse de 6.1 km/s
Stardust : Echantillonnage et retour sur Terre le 15 Janvier 2006
Brownlee et al., 2006; McKeegan et al., 2006
Mélange de phases haute températureet de glaces
Shu et al., 1996
La composition des grains de Stardust ressemble fortement àcelle typique des météorites primitives – présence de phases réfractaires dont CAI, compositions isotopiques dans la mêmegamme : conforte les modèles de mélange de la matière à très
grande échelle dans le système solaire naissant
8 mm
Grain terminal1-20 μm
Stardust : Analyse des gaz rares au CRPG
100 μm100 μmThera 1 Thera 2
Gaz relâchés à haute température (> 1075 °C)
Ne peuvent provenir de l’aérogel (diffusion)
Gaz piégés dans le grain terminal qui est principalement formé de kamacite (analyse par rayonnement synchrotron)
Fragment similaire re-analysé à Minneapolis (équipe de Bob Pepin) : très bon accord avec
Nancy (ouf…)
21Ne/22Ne20
Ne/
22N
e
9
10
11
12
0.024 0.027 0.030 0.033
Solar Wind Ne
Air Ne
Ne-Q
S1Thera-2
a
1
2
3
4
5
3 He/
4 He
[uni
ts o
f 10-4
]S1
S2
He-Q
Solar Wind He
Jupiter
D-burning
b
Composition isotopique de Ne ~ phase Q qui est une phase organique porteuse majoritaire des gaz rares dans les météorites
Très différent du Ne solaire (gaz de la nébuleuse)
Composition isotopique de He : entre Jupiter (pre-deuterium burning) et vent solaire (post-deuteriumburning)
Gaz rares implantés à partir d’une irradiation (hypothèse communément admise dans le cas de la phase Q)
Marty et al., Science, 2008
Late Heavy bombardment(Tera, Papanastassiou & Wasserburg, 1974)
Fréquence d’impact ~1000 fois plus élevée entre 3.85 and 3.80 Ga
Transposé à la Terre, cela donne un dépôt moyen de ~200 m d’épaisseur sur toute la
surface du globe
Morbidelli, Gomes et al., 2005
21Ne/22Ne
20N
e/22
Ne
9
10
11
12
0.024 0.027 0.030 0.033
Solar Wind Ne
Air Ne
Ne-Q
S1Thera-2
a
Stardust
Lunar regolith grains
IDPs
Ne-Q
Adsorbed nebular Ne
Dissolved nebular Ne
20Ne concentration [cm3 STP/g]
10-12 10-10 10-8 10-6 10-4 10-2 100 102
Contribution probable du Terrestrial late Heavy Bombardment –TLHB- à l’atmosphère terrestre
Néon atmosphérique : 3.2 1015 molesTLHB 1.2 x 1023 g, 50 % comètes (modèle de Nice) : 5 1016 molesTLHB 1.2 x 1023 g, 5 % comètes : 5 1015 moles
Marty et al., 2008
Soleil
Vent solaire
Quelle était la composition de la nébuleusesolaire ?
Priorités de la mission :1- oxygène isotopique2- azote isotopique3 – Gaz rares
Variations isotopiques de l’azote dans le système solaireSituation en 2006
TiN ds CAI : Meibom et al., 2006
CN et HCN dans les comètes
(Bockelée Morvan et al., 2006)
Hashizume et al., 2000
ISO : Fouchet et al., 2000
In situ : Owen et al. 2001
• Genesis a échantillonné pendant 3 ans 1020
ions du vent solaire (=0.4 milligrammes) à 1.5 millions de km de la Terre
• Premiers échantillons ET ramenés depuis 3 décades
PI : Don Burnett, Caltech
Genesis Science Team
NASA discovery program260 millions USD
aluminium
Gold oversapphire
Silicium
CVD diamond
Genesis : déroulement de la mission
Panneaux solaires
Capsule porte-ciblesBerceau et instruments de navigation/détection SW
8 septembre 2004
1.E+00
1.E+01
1.E+02
1.E+03
1.E+04
1.E+05
1.E+06
1.E+07
1.E+08
1 2 3
air
Solar
Matière organique et inorganique14N/20Ne
≈1000 nm
Collector ionscontaminationImplanted SW
≈100
nm
≈1000 nm
≈100
nm
Remove surficial skin10
nm
Acid attack under vacuum (Zurich)
Laser ablation (Milton Keynes & Nancy)
Fluorination(San Diego)
Megasisms (Los Angeles)
Concentrateur d’ions solaires
avant
après
Concentrator Cross-section
Accelerator Can -6.5kVTripod Target SupportH+ Rejection Grid 0.1-3.5kV
Ground Grid
Domed Grid
Microstepped MirrorElectrode 2-10kV
Ion
Accelerator Can -6.5kVTripod Target SupportH+ Rejection Grid 0.1-3.5kV
Ground Grid
Domed Grid
Microstepped MirrorElectrode 2-10kV
Ion
SiC
SiC
CVD diamond
13C-labelled C
Concentrator Cross-section
Azote : ablation laser (193 nm)
•Spectromètre de masse en mode statique
• He, Ne, N, Ar
• 26 mois pour abaisser le blanc en azote à 4 x 10-13 mol N2
• Blancs de N < 10 % N analysé
Laurent Zimmermann Pete Burnard
Gold over Sapphire (AuoS) collector implanted with 15N
0%
20%
40%
60%
80%
0 10 20 30 40 50 60
Number of laser pulse per area
15N
ext
ract
ion
yiel
d
implanted 15N
atomic force microscopy : 1 pulse ~ 1 nanometer
(Merci à F. Gaboriaud, LMPCE)
-50
-40
-30
-20
-10
0
10
-10 10 30 50
distance, μm
Dep
th, n
anom
eter
s
Le concentrateur est un système qui fractionne les isotopes
Fractionnement calibré à l’ETH Zürich pour les isotopes de Ne (Heber et al., 2008)
Ne analysé avec N à Nancy : même fractionnement observé à Nancy pour Ne
#5#4#3#2#1
Variations isotopique de N indépendantes de celle de Ne : mélange et non fractionnement
(1) Pôle contaminant identique à celui mesuré sur le même support n’ayant pas volé
(2) Pôle solaire : δ15N = -400 ‰
Variations isotopique de N : mélange entre azote contaminant et azote
solaire
Droite de mélange : δ15N versus 20Ne/14N normalisé au rapport du vent solaire (1.14, mesuré directement)
Tous les réservoirs non solaires sont fortement enrichis en 15N par rapport au gaz (N2) de la nébuleuse proto-solaire
UCLA UCLA MegaSIMSMegaSIMS laboratory laboratory
Megasisms Los Angeles, AGU Dec. 2009
• Pas d’évolution isotopique du Soleil externe pour les éléments plus lourds que B (important pour les physiciens du Soleil : pas de communication entre zones radiative et convective)
• Pour O et N : tous les réservoirs cosmochimiques échantillonnés (à part Jupiter) sont anormaux
• Il faut maintenant comprendre la cause de ces variations isotopiques très importantes capables d’enrichir les solides en 17O, 18O, et 15N, par rapport aux majeurs 16O et 14N
Conclusions
(1) auto-écrantage durant l’irradiation précoce (Clayton, 2002)(2) Irradiation par VUV (Chakrabothy et al., 2008)(3) Fractionnement isotopique lors de réactions ion-molecule à très
basse température (Hevezia, 2000)
Nicolas Copernic (1473-1543) Ptolémée 90-168.
Il aura fallu 14 siècles pour passer d’une vision ptoléméenne d’un système centré sur la Terre à une vision copernicienne centrée sur le Soleil
Et 3 décennies pour s’en convaincre dans le cas des isotopes !
Fractionnement isotopique lors de réactions ion-molécule à très basse température
Enrichissement en 15N dans les phases solides
Terzevia & Herbst, 2000Charnley & Rodgers, 2002
Sample return missions to date
Done
Apollo (USA) : Moon sampled in 6 sites Luna (Russia) : Moon sampled in 3 sitesGenesis (USA) : Solar wind sampled at 3 # regimesStardust (USA) : Grains from Kuiper belt comet
To come
Hayabusa (Jpn) : NEO possibly sampled and returned
Projects
Mars atmosphere and dust (NASA Scout project)Martian rocks ? MSRNEO (ESA)Venus atm. and dust ?
Spinel(Mg2Al2O4)
Osbornite(TiN)
Grossite (CaAl4O7)
melilite(Ca2Al2SiO7)
Titanium nitride (osbornite) from a CAI in Isheyeko chondrite
The TiN-bearing CAI formed in a hightemperature region of the solar system
by gas-solid condensation
Meibom et al., 2007Photos courtesy of A.N. Krot
Flown aerogel #2
Flown aerogel #1
Thera 2
Thera 1
0
2
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5
Aerogel surface, mm2
Flown aerogel #2
Flown aerogel #1
Thera 2
Thera 1
Range of analytical blanks (n = 6)
Range of analytical blanks (n = 6)
20Ne10-11 cc STP
4He10-10 cc STP
6
8
4
2
4
6
8
Aérogel n’ayant pas volé : même quantité d ’hélium et de néon que les blancs de la ligne
Aérogel ayant volé mais sans trace d’impact : idem
Aérogel ayant volé prélevé »dans la trace d’impact : signal en He et Ne très supérieur aux blancs
Hypothèse : He & Ne en excès proviennent du gaz cométaire piégé dans l’aérogel lors de la fusion et de la trempe de celui-ci
8 mm
Terminal grain1-20 μm
Analyse des gaz nobles à l’Université du Minnesota par chauffage incrémental (même trace que nous, chauffage dans un mini-four àrésistance)
Gaz relâchés à haute température (> 1075 °C)
Ne peuvent provenir de l’aérogel (diffusion)
Gaz piégés dans le grain terminal qui est principalement formé de kamacite (analyse par rayonnement synchrotron)
Surface atomicLayers
of the sample
Primary ions (O-, Cs+, …) Sputtering the sample
with variable energies (<15kV) Secondary ions (+ or -) emitted from the
sample with variableenergies (<15kV)
Surface isotopic analysiswith nanometer scale depth resolutionand micrometer scale lateral resolution
convective zone
15x106
9x106
2.5x1060.8x106
10.720.2
core
radiative zone
Temperature(K)
Distance (in Solar radius)
7 Li b
urni
ng
6 Li b
urni
ng
100 10151010105
time (sec)
10-5
10-10
10-14
100
7Li6Li
10B11B
D3He
4He
Evolution d’une étoile d’une masse solaire (à une profondeur de 0,5 rayon et une température de 7,6 x 106 K) Delbourgo-
Salvador et al., 1985Chaussidon et Robert, 1998
Eberhart et al., 1971
18O/16O = 18O/16Oref x (1+ (18-16) x δ )
17O/16O = 17O/16Oref x (1+ (17-16) x δ )
δ17O ≈ 0.52 x δ18O
16O, 17O, 18O(18O/16O ≈ 2 x 10-3 & 17O/16O ≈ 4 x 10-4)
0
10
20
0 20 40
chert cretacéchert archéenkomatiiteMORBCFBOIBlherzoliteLunevapeur de SMOWcondensat de SMOWSMOW
δ18O(SMOW)
δ17O
(SM
OW
)
Robert, Rejou-Michel & Javoy (1992)
δ18O =
18O/16O( )18O/16O( )SMOW
−1⎛
⎝
⎜ ⎜
⎞
⎠
⎟ ⎟
×1000
Séquence de condensation
KBOs - Kuiper belt objects
Soleil
Composition de la nébuleuse
•Soleil (~99% de la masse du SS actuel
•Comètes – Ceinture de Kuiper- nuage de Oort
Vent solaire échantillonné spécifiquementà plusieurs énergies
313.01high-speed (500-800
km/s)H
193.25coronal mass
ejection (CME)
E
333.67low-speed (<500 km/s)L
852.83bulk solar windB/C
Days exposedDescriptionArray
B/C
L,H,E
0
-800
-400
+400
+800
δ D
D/H
(δD in ‰
)
10000
10
100
1000
0 50 100 150 200
H p
pm H
0
Depth (nm)
Earth mantle
D-rich meteoritic components
Hydrogen is the “smoking gun” for the presence of implanted solar wind in silicate
grains from lunar soils
Le rapport D/H ratio (pas de D!)
Indique la présence de vent solaire
Sol lunaire 79035Apollo 17
(grains de silicate)exposé il y a 1~2 Gyr
(Hashizume et al., 2000)
1
10
100
1000
0 50 100 150 200
Depth nm
N, H
& S
i ppm
-200
-100
0
δ15 N
-800
-400
+400
+800
δD
Si
Sol 71501Apollo 17(ilmenite)
exposé « récemment »
Azote planétaire
(Hashizume et al., 2000)
Clayton, Grossman & Mayeda (1973)
TFL (slope≈0.52)
CCAM sl
ope ≈
0.95)
Δ17O
δ17O
(SM
OW
)
δ18O (SMOW)
-80
-60
-40
-20
0
20
-80 -60 -40 -20 0 20
TFL
CCAM
Earth
Origine des variation isotopique de O non dépendantes de la masse (observées à la fois à l’echelle micrométrique et à celle des planètes) ?
(1) : mélange dans le disque avec un composant présolaireriche en 16O (Clayton et al., 1973)
(2) : réactions non dépendantesde la masse (eg de type ozone ou de type auto-écrantage de CO) (Thiemens& Heidenreich, 1983) (Clayton, 2002)
Soleil si auto-écrantage
Soleil si apport de grains présolaires riches en 16O
Soleil si réactions de type ozone
Le vent solaire dans le sol lunaire
Cameca ims 1270Ion microprobe in Nancy
Ko Hashizume
10 µm
-80
-60
-40
-20
0
20
40
-80 -60 -40 -20 0 20 40 60
ProtosolarNebula
Δ17O<-20‰
Solar – SW fractionation line
TFL
δ18OSMOW (‰)
δ17 O
SMO
W(‰
)
Highly fractionated component
Lunar silicate
Oxide layer
Slope 1 line
(Hashizume & Chaussidon, 2005)
(Ireland et al., 2006)
But another component with Δ17O=+26‰was identified in lunar soil (soil 10084) by Ireland et al. (2006)
Pourquoi les isotopes de O et N ?
Fractionnement isotopique :
Variation des rapports isotopiques d’un élément en fonction de la masse
ΔM/M
Oxygène : 3 isotopes 16O, 17O, 18O Δ18O/16O ~ 2 x Δ17O/16O
δ18O et δ17O comme les écart en parties pour mille de 18O/16O et 17O/16O par rapport à une référence (l’oxygène terrestre océanique)
Azote : 2 isotopes 14N, 15N
δ15N comme l’écart en partie pour mille de 15N/14N par rapport à une référence (l’azote terrestre atmosphérique)
preliminary datapreliminary data-- Instrumental mass Instrumental mass fractionation calibrated by fractionation calibrated by magnetitemagnetite
(McKeegan et al., unpublished)
UCLA UCLA MegaSIMSMegaSIMS laboratory laboratory
Frei & Rosing, 2005Schoenberg et al., 2002
Evidence géochimique dans les roches archéennes ? Résultats contrastés
Variations isotopiques de l’azote dans le système solaireSituation à la fin des années 90
δ 15N =( 15 N/ 14 N) s
( 15 N/ 14 N) ATM[ - 1] x 1000 ‰
0 ‰
Le rapport isotopique de N varie d’un facteur 4 dans le SS (variations les plus importants après D/H) :
• Contribution présolaire ? • réactions ion-molécule à BT ?• intéraction matière-rayonnement ?
Antiquité des sols Present
(1) Variation temporelle ? (Kerridge, 1973)
(2) Plusieurs composantes de N ? (Geiss & Bocshler, 1982)
Kerridge, 1995
Isotopes de N dans les sols lunaires
0
-800
-400
+400
+800
δ D
-200
-100
0
δD (‰
)
10000
10
100
1000
0 50 100 150 200
N &
H p
pm
H
N
δ15 N
(‰)
0
Depth (nm)
(Hashizume et al., 2000)
Variations with depth of H and N isotopic
compositions in single silicate grains from lunar
soil 79035
(D/H)(15N/14N)
A une profondeur de ~50 nm, présence de
N appauvri en 15N, dans des grains ne contenant pas de
D (vent solaire)δ15
N (‰
) δD (‰
)
N &
Hpp
m
Azote solaire
(Hashizume et al., 2000)
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