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I. L’ATOME : GÉNÉRALITÉS 

I.1 Définition 

 Un élément chimique est défini par un nombre de protons Z (Z=Numéro Atomique,  il varie de 1(H) à 92 (U) dans les éléments naturels).     A: nombre de masse = nombre de nucléons    Z: numéro atomique = nombre de protons   N: nombre de neutrons   Z+N=A  Le  nombre  de  neutrons  peut  varier  pour  un  même  élément  chimique,  on  parle  alors d’isotopes.  

Isotopes de l’uranium atome  protons Z  neutrons N électrons  abondance 234U  92  142  92  0,0056% 235U  92  143  92  0,718% 238U  92  146  92  99,276% 

 La masse molaire est une moyenne pondérée de la masse des différents isotopes.  

I.2 Masse et volume 

 La masse d’un atome est contrôlée par  la composition de son noyau. En effet  la masse des protons et des neutrons est environ mille fois supérieure à la masse de l’électron.  

   Masse en Kg  Masse en u  

Neutron  1,6749534 10‐27 kg  1,0086 u 

Proton  1,67264 10‐27 kg  1,0072 u 

Electron  9,109534 10‐31 kg  0,00055 u   Masse d'un noyau carbone 12 : m = 12 u =12×1,67.10‐27 kg  La masse  n’a  que  peu  d’importance  dans  les  systèmes magmatiques,  son  influence  est négligeable sur le partage des éléments entre un magma et un solide cristallin. Elle aura par contre une  importance  considérable pour  les études  isotopiques portant  sur  les éléments légers (O, H, C,… ; Cf cours de géochimie isotopique)  Le volume d’un atome est cependant contrôlé par  la  taille de  son nuage électronique. Ci‐joint l’exemple de l’Hélium : 

XAz

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 Atome d’Hélium~100 10‐12m  Noyau d’Hélium: ~1 10‐15m  

I.3 Structure électronique 

 Les orbitales entourant un noyau sont caractérisées par un niveau d’énergie et une symétrie.  

    

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La  lettre  caractérise  la  symétrie  de  l’orbitale  et  le  chiffre  son  niveau  d’énergie.  Selon  le modèle de Bohr, les niveaux énergétiques des orbitales étaient représentés par une lettre (K, L, M, …).  Ainsi le Fer (Z= 26) a la structure électronique suivante à l’état fondamental :  

Fe : 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 3d6 4s2 

 Et ses principaux ions :  Fe2+ : 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 3d5 4s1 

Fe3+ : 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 3d5  Les  éléments  d’une  même  colonne  ont  des  propriétés  chimiques  similaires  car  ils  sont caractérisés par la même configuration électronique externe: 

Ex : les alcalins:  Na: [Ne] 3s1    Ri: 102pm 

      K: [Ar] 4s1        Ri: 151pm 

      Rb: [Kr] 5s1      Ri: 161pm Ces trois éléments sont abondants dans les feldspaths, foïdes, la croûte continentale…  Par contre, leur rayon ionique diffère car le nombre de couches électroniques est différent.  Les éléments d’une même ligne (même nombre de couches électroniques) ont souvent des propriétés chimiques similaires car ils peuvent être caractérisés par une même configuration électronique externe et des rayons ioniques semblables.  

Ex : les transitions du 1er ordre:   Fe: 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 3d6 4s2 Ri: 55pm 

          Mn: 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 3d5 4s2 Ri: 67pm 

          Co: 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 3d7 4s2 Ri: 65pm  Ces éléments sont abondants dans les silicates ferromagnésiens et les oxydes.  En géochimie, l’atome est assimilé à une sphère formée par un noyau entouré de couches successives  d’électrons  (modèle de Bohr). Cette  vision  simpliste  est  toutefois appropriée pour le partage de la plupart des éléments entre le magma et les sites cristallographiques des minéraux cristallisant dans le magma.  

II. COMPOSITION  ET  FORMATION  DU  SYSTÈME  SOLAIRE  ET  DE  SES CONSTITUANTS 

II.1 Anatomie résumée 

 Le système solaire et constitué de son étoile (soleil), des planètes, des planètes naines et des petits corps.  

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Les planètes  sont définies  comme des  corps en orbite  autour du  soleil,  ayant une masse suffisamment importante pour que la gravité supplante les déformations engendrées par les marées et la tectonique (forme +/‐ sphérique à l’équilibre) et ayant leur voisinage dégagé.  Les planètes naines (Pluton et Eris) sont en orbite autour du soleil et ne sont pas le satellite d’une planète. Elles ont une masse suffisamment  importante pour que  la gravité supplante les  déformations  engendrées  par  les  marées  et  la  tectonique  (forme  +/‐  sphérique  à l’équilibre). Leur voisinage n’est pas complètement dégagé.  Les petits corps sont tous les objets du système solaire ne répondant pas aux définitions ci‐dessus  et  ne  formant  pas  non  plus  un  satellite  planétaire  (astéroïdes,  poussières,  nuages gazeux,…).   

Nom Masse 

comparée à la Terre 

Diamètre à l’équateur 

(km) 

Densité moyenne (g/cm3) 

Distance au Soleil (106km) 

Soleil  1,9891×1030 kg 1 392 000 1400 0 Mercure    0,056 4860 5,6 58 Vénus    0,82 12 140 5,2 108 Terre    1 (5,97 1024kg) 12 760 5,5 150 Mars    0,11 6 800 3,9 228 Jupiter    318 143 200 1,3 778 Saturne    95 12 000 0,7 1400 Uranus    15 52 000 1,2 2870 Neptune    17 50 000 1,7 4500 

                     

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 Conclusion importante : le soleil détient 99.86% de la masse du système solaire ; il domine donc la composition du système solaire.  

II.2 Composition du système solaire 

 La  composition  du  système  solaire  est  déterminée  par  l’analyse  spectroscopique  de  la photosphère  du  soleil.  En  effet,  le  rayonnement  électromagnétique  du  soleil  (hors atmosphère  terrestre)  peut  être  assimilé  à  celle  d’un  corps  noir  à  5700‐5900  °K. Dans  le spectre  solaire,  on  remarque  des  bandes  d’absorption  caractéristiques  d’un  élément chimique ou d’une molécule. Ces  longueurs d’onde  sont absorbées par  les éléments pour provoquer des transitions électroniques d’une orbitale externe vers une orbitale interne.  

              

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  Plusieurs caractéristiques se démarquent dans  la figure ci‐dessus : 

• H et He sont les éléments dominants (100 à 1000x plus abondants que l’oxygène). 

• Les éléments à Z pair et les éléments dont la masse  atomique  est  un multiple  de  4 sont particulièrement plus abondants. 

• Les  éléments  légers  sont  en  général  plus abondants que les lourds. 

• Certains éléments sont surabondants  (Fe) ou  sous abondants  (Be, Sc) par  rapport à la tendance générale. 

    

Ce spectre d’abondance s’explique par les processus de nucléosynthèse, i.e. la formation des éléments chimiques dans les étoiles et lors des premiers instants suivant le Big‐Bang. 

II.3 Nucléosynthèse et genèse des éléments 

 L’expansion  actuelle  du  système  solaire  implique  qu’il  y  a  15  109  ans,  l’Univers  était concentré  en  un  point  et  était  par  conséquent  plus  dense  et  chaud  (~1x1011  °K) qu’aujourd’hui.  A  ce  stade,  la  matière  n’est  probablement  représentée  que  par  des particules  isolées  (protons,  neutrons,  électrons,…).  Le  système  entre  en  expansion  (Big‐Bang), se refroidit et les premiers noyaux stables sont formés en quelques minutes : c’est la 

Abondance  relative  des  élémentsdans le système solaire (Si fixé à 1) 1   H    hydrogen   2.8×104 2   He  helium   2.7×103

3   Li    lithium   5.7×10−5 6   C    carbon   1.0×101

7   N    nitrogen   3.1×100

8   O    oxygen   2.4×101

9   F     fluorine   8.5×10−4 11 Na  sodium   5.7×10−2 12 Mg magnesium   1.1×100 13 Al   aluminium   8.5×10−2 14 Si    silicon   1.0×100 16 S     sulfur   5.2×10−1 19 K     potassium   3.8×10−3 20 Ca   calcium   6.1×10−2 

26 Fe    iron   9.0×10−1 

28 Ni    nickel   5.0×10−2 

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nucléosynthèse primordiale. Seuls  les noyaux 1H, 2H, 3H, 4He, 7Li sont  formés avant que  la température ne décroisse à 3x108  °K).  Les deux principaux noyaux  seront  4He  (20‐30% en poids)  et  1H  (~75%  en  poids).  A  environ  3000°K,  les  électrons  pourront  venir  former  les couches électroniques autour des noyaux.   Après  ce  stade primordial,  les noyaux plus  lourds ne  seront  formés que dans  les étoiles : c’est la nucléosynthèse stellaire.  Les étoiles se forment probablement dans des nœuds de la matière primordiale, suite à des instabilités gravitationnelles. La matière y devient dense et, par conséquent, plus chaude, ce qui  va  permettre  la  fusion  des  noyaux  formés  peu  après  le  Big‐Bang.  Pour  vaincre  la répulsion  électrostatique  entre  les  protons  (seules  particules  chargées  dans  le  noyau),  la température dans  les étoiles doit atteindre 106‐107  °K.  Les noyaux d’1H vont  fusionner en 4He.  

41H=>4He+hν  Cette réaction  libère énormément d’énergie, ce qui provoque  l’arrêt de  la contraction des étoiles :  c’est  la  séquence  principale.  Le  soleil  est,  à  cette  phase  d’évolution,  comme  la majorité des étoiles  (80%). Lorsque  le produit de cette  réaction est consommé,  l’étoile va brutalement  se  contracter en  son  centre. Cette  contraction provoque  la  fusion en noyaux plus lourds : 

4He +  4He =>  8Be + hν 8Be +  4He =>  12C + hν 

12C +  4He =>  16O  

L’énergie  libérée  fait  gonfler  l’étoile  en  une  géante  rouge.  L’évolution  de  la  plupart  des étoiles (95% des étoiles de  la Voie Lactée) s’arrête  ici. L’expansion des parties externes des géantes  rouges donnera  lieu à des nébuleuses, alors que  le cœur subsistera en une naine blanche qui refroidira en une naine noire.  L’augmentation de la température au cœur des étoiles plus massives (>4x la masse du soleil) va  permettre  la  fusion  des  noyaux  d’Hélium  pour  former  du  Carbone  et  ensuite  de l’Oxygène. Ce stade débute quand la température atteint 1x108 °K et que la masse de l’étoile approche 0.8x la masse du soleil. 

 Quand  la masse de  l’étoile est de 6 à 11x  la masse  du  soleil  et  la  température  6x108°K (1% des étoiles), les processus de brûlage du C, de l’O et du Ne commencent. 

 

12C +  12C =>  20Ne +  4He + hν 16O +  16O => 28Si +  4He + hν 

et  12C +  16O =>  24Mg +  4He + hν  A ce stade, Na, Al, P, S et K sont également formés (brûlage du Ne). 

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 Ensuite, vient le stade « e » (équilibre, brûlage du Si , T~109 °K) :  les réactions se font dans les deux sens.  

28Si +  hν ↔  24Ne +  4He 28Si +  4He  ↔ 38S + hν 32S +  4He ↔   36Ar + hν 

 Le noyau le plus lourd formé est alors le 56Fe. L’étoile se contracte brutalement car la fusion des noyaux en Fe est endothermique  (l’étoile atteint un diamètre de quelques dizaines de kilomètres).  Cette  contraction  provoque  une  hausse  brutale  de  la  T°,  ce  qui  engendre  la fission des noyaux (dont le Fe).   

56Fe + hν => 13 4He + 4 1n 4He + hν => 2 1H + 2 1n 

 Ces  réactions  libèrent  des  particules  à  haute  énergie ;  l’expansion  brutale  des  couches externes supplante alors la gravité : c’est la nucléosynthèse explosive ou stade Surpernova. Les stades « r »  (ajout de neutrons) et « p »  (ajout de protons) débutent alors. Les noyaux plus  lourds que  le  56Fe  (jusqu’au  244Pu)  sont alors  formés. En 10  secondes, une  supernova relâche autant d’énergie que celle émise par tout l’Univers en cet instant, c‐à‐d 100 fois plus d’énergie que le soleil libérera en 10 milliard d’années !!! Ces stades ne sont atteints que par les étoiles très massives. Les résidus de cette explosion deviendront une étoile à neutrons ou un trou noir.  Ce  modèle  de  nucléosynthèse  explique  donc  les  caractéristiques  majeures  du  spectre d’abondance des éléments dans le système solaire :  

• H  et He  sont  formés  dans  les  instants  suivant  le Big‐Bang  et  dans  la majorité  des étoiles (séquence principale). 

• Les éléments plus lourds que C ne sont formés que dans moins de 5% des étoiles lors des derniers stades d’évolution (étoile massives, supernovas). 

• Vu que  la brique élémentaire pour  former  les noyaux plus  lourds par  fusion est  le 4He, les éléments ayant une masse atomique multiple de 4 (et donc un Z multiple de 2) sont plus abondant que les éléments à Z impair. 

 Cependant, la nucléosynthèse n’explique par le pic d’abondance du Fe. En fait, ce dernier a un noyau très stable (la formation de noyaux de Fe par fusion est endothermique, à l’inverse de la majorité des autres réactions de fusion) car l’énergie de liaison par nucléon est la plus élevée.  L’existence d’un  noyau  stable  signifie  que  les  nucléons  sont  dans  un  état  lié.  Puisque  les protons  dans  un  noyau  sont  soumis  à  une  forte  répulsion  électrique,  il  doit  exister  une attraction encore plus forte qui  les maintient ensemble et assure  la cohésion du noyau. La force  nucléaire  est  une  interaction  à  courte  portée,  alors  que  l’interaction électromagnétique est une interaction à longue portée. La force nucléaire est la même pour tous les nucléons, quelle que soit leur charge. 

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L’énergie de  liaison El d’un noyau est  l’énergie nécessaire pour  séparer  complètement  les nucléons.  L’origine  de  l’énergie  de  liaison  peut  s’expliquer  à  partir  de  la  relation masse‐énergie (Einstein) :   

²mcE Δ=Δ  (c=299 792 458 ms‐1)  où ∆m est la différence entre la masse totale des nucléons pris séparément (MT) et la masse du noyau stable (MC). La masse d’un noyau stable étant inférieure à la somme des masses de ses nucléons, l’énergie libérée lors de la formation d’un noyau stable est égale au produit de cette différence de masses par c2. Pour séparer les nucléons, il faut fournir une quantité au moins équivalente d’énergie.  

L’énergie de liaison d’un nuclide  XAZ  s’exprime par : 

 

( ) ².cMME CTl −=  

 L’énergie de liaison moyenne par nucléon (El/A) pour les noyaux stables est présentée sur la figure suivante. Cette énergie  indique à quel point un nucléon est  lié au noyau. La courbe atteint un maximum d’environ 8,75 MeV au voisinage de 56Fe puis décroît progressivement jusqu’à  7,6 MeV  pour  238U.  On  peut  aussi  constater  qu’au  dessus  de  A=30,  l’énergie  de liaison par nucléon reste à peu près constante.  

Energie de  liaison par nucléon en MeV vs. Nombre de masse A (protons + neutrons). L'énergie  de  liaison  par  nucléon représente  l'énergie  à  dépenser  en moyenne  pour  arracher  un  nucléon  d'un noyau. C'est un étalon de  la stabilité d'un noyau. Cette courbe de l'énergie de liaison en fonction du nombre de nucléons porte le nom du physicien anglais F.W.Aston, qui fut un des pionniers des mesures de masse des  noyaux  et  obtint  un  prix  Nobel  en 1922.  Un  classique  de  la  physique nucléaire,  la  courbe  d'Aston montre  que pour  les noyaux naturels  il  faut dépenser environ 8 MeV pour  arracher un nucléon et  que  l'énergie  de  liaison  passe  par  un maximum  de  8,8  millions  d'électronvolts (MeV) pour le nickel‐62 et diminue ensuite lentement  pour  atteindre  7,6  millions d'électronvolts pour l'uranium. 

 

II.4 Formation du système solaire 

 La première condition nécessaire à  la  formation d’un système solaire est  la présence d’un nuage de matière suffisamment massif (nébuleuse pré‐solaire contenant principalement du 

Nombre de nucléons ou nombre de masse

Ené

rgie

de

liais

on/n

ucle

on e

n M

eV

0 20 40 60 80 100 120 140 160 180 200 220 240

9

8

7

6

5

4

3

2

1

56Fe12C

16O

4He

238U

Fusion

Fission

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H et de l’He avec moins de 2% d’éléments lourds). Ces nuages moléculaires peuvent être par exemple  dissipés  par  l’explosion  d’une  Supernova,  c'est‐à‐dire  l’explosion,  en  fin  de  vie, d’une étoile. Ce schéma d’évolution se base surtout sur les observations de divers systèmes solaires dans la galaxie.  Si  ce  nuage  entre  en  contraction gravitationnelle  (étape  1,  0.1‐0.5 Ma) soit de manière autonome, soit suite  à  une  onde  de  compression générée par une  Supernova,  il peut s’aplatir  et  former  un  disque protoplanétaire  (étape  2,  0.05 Ma) avec  formation  d’un  proto‐soleil  en son centre.  La  condensation  des  gaz  et l’accrétion  des  poussières  dans  les parties  externes  du  disque  vont former  les  premiers  embryons planétaires :  les  planitésimaux (étape 3, 1‐2 Ma). A cette étape,  le soleil  est  plus  chaud  que  le  disque, c’est le stade T Tauri.  La contraction au centre du système devient  très  importante,  la température au cœur du système augmente et les réactions de fusion nucléaire de 1H et 4He débutent (étape 4). Les poussières de la nébuleuse sont alors soufflées hors du système par l’intense vent solaire.  Enfin,  le  système  solaire  atteint  sa  structure  actuelle  lors  du  regroupement  des planitésimaux en planètes (étape 5). 

II.5 Séquence de condensation et composition des planètes 

 La matière de  la nébuleuse « coagule »  par  deux mécanismes :  la condensation  des  gaz  et l’accrétion  des  poussières. Une  séquence  de condensation des différents minéraux  en  fonction  de  la température dans  le disque protoplanétaire  a  été établie expérimentalement. 

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Les premiers éléments à condenser font former des oxydes d’Al, de Ti, des silicates de Ca‐Al, de  silicates de  Fe et Mg.  Les éléments  ayant  condensé  à haute  température  (>500°K) sont dits réfractaires.  Les éléments ayant condensé à  basse  température  sont dits volatils  (Na, K, H, Ne, N, C, Rb, Pb,…)  Ce  comportement  distinct des éléments en  fonction de la  température  va  expliquer pourquoi  les  planètes internes  (telluriques)  sont riches  en éléments  lourds  et réfractaires  et  pourquoi  les géantes  externes  sont  riches en glace.    

  Certains  indicateurs  montrent qu’au‐delà  de  5  UA ??,  la température  n’a  probablement jamais  dépassé  400  °K.  Par contre, dans  les parties  internes du  disque  protoplanétaire, la température a pu atteindre 2000 °K suite aux radiations du proto‐soleil  et  à  l’effet  combiné  des frictions  et  de  la  contraction gravifique.  Le  point  de  condensation  des éléments  volatils  dans  les planètes  internes  sera  atteint après  que  le  vent  solaire  ait balayé  les  gaz  de  la  nébuleuse (fin  de  la  phase  T  Tauri).  Les planètes  internes  seront  donc pauvres  en  éléments  volatils  et  riches  en  éléments  réfractaires  formant  les oxydes  et  les silicates. De plus, les planètes internes vont être soumises à un bombardement météoritique intense  lors  des  premiers  instants  de  leur  existence.  Ce  bombardement  va  induire  une 

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augmentation  de  la  température  de  surface  et,  par  conséquent,  une  perte  des  éléments volatils. A contrario, au niveau des géantes gazeuses,  la  température de condensation des glaces  est  atteinte  très  tôt ;  des  particules  et  flocons  de  glaces  et  de  silicates  vont  alors former les briques élémentaires des planètes externes. 

               

  

              

   

Cette séquence de condensation et les principales étapes de la formation du système solaire ont  pu  être  mises  en  évidence  grâce  aux  observations  astronomiques,  aux  travaux expérimentaux, mais également grâce à l’étude des météorites.  

II.6 Météorites : témoins de la formation et de la composition du système solaire et des planètes 

 

Structures internes comparées de Jupiter et de la Terre 

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La plupart des météorites proviennent d’astéroïdes (notamment de la ceinture d’astéroïdes située entre Mars et  Jupiter). Un petit nombre de ces objets provient  cependant d’autres planètes du système solaire et en ont été arrachées  lors d’impact avec d’autres météorites 

(notamment  les SNC : Shergotty, Nakhla et Chassigny, provenant de Mars). Les météorites provenant d’astéroïdes nous renseignent sur la formation des planètes internes du système solaire.  Parmi  les météorites  qui  tombent  à  la  surface  de  la  Terre,  les  chondrites  sont  les  plus abondantes. Elles  tirent  leur nom de  la présence de  chondres  (ou  chondrules) :  sphérules contenant  des  olivines,  pyroxènes,  une  matrice  de  composition  feldspathique  (parfois vitreuse)  et  des  sulfures  et  oxydes  de  Fe  et  de  Ni.  Ces  sphérules  seraient  d’anciennes gouttelettes  de  matériel  fondu  ou  partiellement  fondu  présentes  avant  l’accrétion planétaire.  Les  chondrites  seraient  donc  des  morceaux  de  planitésimaux  contenant  du matériel  formé  avant  l’accrétion  (chondrules, poussières  cosmiques,  condensats de haute température).  Ces météorites  seraient  les  briques  initiales  de  la  formation  des  planètes internes  et  leur  composition  devrait  s’approcher  du  soleil, mis  à  part  pour  les  éléments volatils (dont H et He). Sans entrer dans les détails, elles sont subdivisées en trois types : 

• Chondrites  carbonées (5%  des chondrites): ce  sont  les plus  riches en éléments volatils (H, C) et   elles contiennent  peu  de  chondrules (<50%).  On  note  cependant  la fréquente  présence  d’inclusions réfractaires  riches  en  Calcium  et Aluminium  (CAI). Elles  sont encore subdivisées  selon  leur  provenance et  leurs  caractéristiques pétrographiques  et  géochimiques 

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(CI, CO, CV, CM, CR).  La  composition des  chondrites CI est  la plus proche du  système solaire. • Les chondrites ordinaires  (90% de chondrites) sont  riches en chondrules  (>60%) et 

métal. • Les chondrites à enstatite (~2% des chondrites) sont également riches en chondrules 

(60‐80%) et métal, mais également riches en enstatite.   

Les achondrites (riches en olivine et pyroxènes) sont des météorites  différenciées,  homogénéisées  lors  de l’accrétion  de  planitésimaux.  L’augmentation  de température provoquée par  l’accrétion a probablement provoqué  la  fusion  partielle  des  chondrites  et  la cristallisation  lors  du  refroidissement  a  effacé  toute trace de chondrules.  On  notera  encore  les  sidérites,  ou  météorites métalliques  (riches  en  Fe  et  Ni),  qui  proviennent probablement  de  planètes,  ou  de  gros  astéroïdes différenciés,  où  la  fraction métallique  a migré  vers  le centre  de  l’objet.  Elles  sont  probablement  de  bons analogues,  en  termes  de  composition,  au  noyau terrestre. 

 On  notera  sur  cette  figure que  la  composition  mesurée (par spectrométrie de masse) des  chondrites  est  très proche  de  celle  du  soleil (déterminée  à  partir  du spectre électromagnétique de la photosphère). Les éléments volatils sont moins abondants car  ceux‐ci  n’ont pratiquement  pas  condensé dans  les  chondrites.  Ils  ont été  éjectés  par  les  vents solaires  alors  que  la température  dans  les  zones internes  du  disque protoplanétaire  était  trop 

élevée. 

II.7 Composition de la Terre et de ses réservoirs 

 Vu  que  les  chondrites  sont  les  matériaux  primitifs  du  système  solaire,  la  plupart  des géochimistes considèrent que  la Terre a une distribution chondritique des éléments, mis à 

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part pour  les volatils. Ces derniers ont été perdus  lors des bombardements météoritiques précoces, lors des premiers instants d’existence de la Terre. La composition de la Terre et de ses  réservoirs  peut  être  estimée  à  partir  des mesures  directes  réalisées  sur  échantillons (croûte,  péridotites),  d’estimations  basées  sur  les  données  géophysiques  (la  vitesse  des ondes  P  est  reliée  à  la  densité  du matériau,  donc  indirectement  à  sa  composition)  et  de données issues de l’analyse des météorites.   

Z    Noyau Manteau Primitif 

 

8  O     44 wt%  12  Mg     22,8 wt%  14  Si  6 21 wt%  26  Fe  85,5 6,26 wt%  20  Ca     2,53 wt%  13  Al     2,35 wt%  11  Na     0,27 wt%  22  Ti     0,12 wt%  25  Mn     0,1 wt%  19  K     0,02 wt%  28  Ni  5,4    wt%  16  S  1,9    wt%  

 La composition de la Terre totale est rarement donnée, les géochimistes préfèrent séparer le noyau du manteau primitif. Le manteau primitif est le manteau après la formation du noyau et avant la formation des croûtes océanique et continentale. Celui‐ci est donc très appauvri en éléments sidérophiles, ayant une affinité pour Fe. Sa composition est assimilable à celle de  la Terre silicatée (= manteau actuel +croûtes ; Bulk Silicate Earth en anglais, BSE). Cette notion de  Terre  silicatée  a  cependant plus de  sens  géologique que  la notion  abstraite de manteau primitif vu qu’elle est directement mesurable.  

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  La  figure  ci‐dessus montre  clairement  que  la  terre  silicatée  est  nettement  appauvrie  en éléments  volatils  (perdus  lors  des  bombardements  précoces)  et  en  éléments  sidérophiles (accumulés dans le noyau).  Un  autre  type  de  composition  est  utilisé  pour  représenter  la  composition  du  manteau primitif,  la  pyrolite.  C’est  un modèle  de  composition  qui  est  obtenu  en  ajoutant  1/3  de basalte  tholéiitique  de  type MORB  et  2/3  de  péridotite  de  type  harzburgite  et/ou  dunite (résidus  de  fusion  partielle)  que  l’on  retrouve  sur  les  planchers  océaniques  actuels.  La composition obtenue est sensiblement la même que celle du manteau primitif.  Les croûtes ont des compositions différentes du manteau, elle  sont enrichies en éléments lithophiles  (ayant une affinité pour  la  l’oxygène et  la  lithosphère) par rapport au manteau primitif.  Nous  verrons  par  la  suite  que  la  plupart  de  ces  éléments  lithophiles  sont incompatibles dans le manteau ou ont une affinité pour les magmas.  

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   Les éléments majeurs  lithophiles sont : Si, Ti, Al, Na et K. La plupart des éléments en trace présentés dans  le diagramme ci‐dessus sont  lithophiles. Parmi  les éléments non  lithophiles, on notera  les éléments du groupe du platine  (sidérophiles/chalcophiles),  les  transitions du 1er ordre (Cr, Co,…) et le Fe.  La composition des croûtes et du manteau primitif est reprise ci‐dessous.  

III. CLASSIFICATION DES ÉLÉMENTS  La  classification  des  éléments  en  géochimie  dépend  des  propriétés  des  éléments  et  pas directement de la structure électronique des atomes (ce qui sera pourtant parfois lié). La classification de Goldschmidt  (datant des années 1920)  répartit  les éléments  selon  leur affinité pour un autre élément majeur ou pour une géosphère du globe terrestre.  Les  lithophiles  ont  une  affinité  pour  l’oxygène  et  se  retrouvent  dans  la  structure  des silicates. Ce sont  les éléments que  l’on retrouvera en grande quantité dans  les enveloppes solides externes de la Terre. Parmi les plus abondants, on trouvera O, Si, Al, Na, K, Ca, Mg.  Les  chalcophiles ont une  affinité pour  le  soufre et  formeront notamment  les  sulfures. Ce sont Cu, Zn, Pb, As,…..  Les sidérophiles ont une affinité pour le Fe. Ce sont des éléments qu’on trouvera en grande quantité dans le noyau. Exemples : Fe, Co, Ni, EGP.  Les atmophiles ont une affinité pour les phases fluides. Parmi eux : H, N, Ar, C,… 

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  D’autres termes seront également utilisés en fonction du comportement des éléments : 

• Volatils‐réfractaires : cette subdivision fait référence à la séquence de condensation dans  la  nébuleuse.  Les  éléments  réfractaires  sont  ceux  condensant  à  haute température (>500 ou >1000°K selon les auteurs) et les volatils sont ceux condensant à  basse  température.  A  l’inverse,  les  volatils  seront  « volatilisés »  dés  que  la température  dépassera  leur  basse  température  de  condensation  (bombardement météoritique précoce,…). 

  

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 • Mobiles‐immobiles : en présence d’eau,  certains éléments  vont entrer  sous  forme 

dissoute dans  le  fluide aqueux et quitter  le  réseau des cristaux. Ces éléments  sont appelés mobiles : ils sont solubles dans l’eau et ont un temps de résidence élevé dans l’eau. De  bons  exemples  sont  les  alcalins  (Na,  K, Rb, Cs)  et  les  halogénures  (F, Cl, Br,…) ; c’est pourquoi l’eau de mer est salée…. 

• Mendéleiev :  le  tableau  périodique  est  également  souvent  utilisé  en  géochimie : alcalins, alcalino‐terreux, lanthanides, transitions,… 

• LILE  (Large  Ion  Lithophile  Elements) :  éléments  lithophiles  à  gros  ions.  Cations  à valence faible (1 à 2) mais à rayon ionique élevé. La plupart sont solubles dans l’eau et se concentrent dans la croûte terrestre (Rb+, Cs+, K+, Ba+,…). 

• HFSE  (High Field Strength Elements) : éléments à  fort effet de  champ. Ce  sont des cations à rayon ionique faible mais à valence élevée (Zr4+, Nb5+, REE ….). 

 Les  LILE et  les HFSE  sont  subdivisés  selon  leur potentiel  ionique Z/R,  les  LILE ont un rapport Z/R <2. 

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