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ZOOM JEUNESSEDU SYSTÈME SOLAIRE
L ’étude des proportions des isotopes (lireencadré 1) dans la
nature prend son essor àpartir des années 1950, dans la foulée
desprogrès de la physique atomiste du début duXXe siècle et du
développement des spectromètresde masse, qui permettent des
identifications finesdes masses des atomes présents et de
leursisotopes. C’est sous l’impulsion de scientifiquescomme Harold
Urey, Prix Nobel de chimie 1934pour la découverte du deutérium en
1932, que lagéochimie isotopique devient une science à partentière.
Jusqu’à la fin des années 1960, cettescience nouvelle étudie tous
azimuts les matériauxdisponibles au laboratoire, y compris les
météorites.Mais c’est à partir de 1969, avec le retour
deséchantillons Apollo (382 kg de roches lunairesrapportés en 6
missions) et dans une moindre
JÉRÔME ALÉON Centre de spectrométrie nucléaire et spectrométrie
de masse,université Paris-Sud (Orsay)
JEUNESSEDU SYSTÈME SOLAIREL’horlogeisotopiquedes météorites
14 - l’ASTRONOMIE – Mai 2012
ZOOM
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Les éléments chimiques qui composent lamatière existent dans la
nature avecdifférentes variantes nucléaires. Chaqueatome comporte
un certain nombred’électrons chargés négativement et peumassifs qui
lui confèrent ses propriétéschimiques et le définissent en
tantqu’élément. Ces électrons gravitent autourd’un noyau constitué
de protons et deneutrons, plus massifs. Les protons sontchargés
positivement et leur nombre estégal au nombre d’électrons pour
assurer laneutralité électrique de l’atome. Les
neutrons ne sont pas chargés et leur masseavoisine celle du
proton. Les isotopessont les différentes variantes d’unélément dont
le nombre de neutronsn’est pas le même. La principaledifférence
entre différents isotopes d’unmême élément est donc leur
masse,couramment exprimée en nombre demasse atomique, qui est le
nombre denucléons (protons + neutrons). Selon leurnombre de
neutrons, certains sont stablesdans le temps, d’autres se
désintègrentspontanément, ils sont radioactifs.
1. Des sondes nucléaires de la matière
Exemple des isotopes de l’hydrogène. Trois isotopes de
l’hydrogène sontreprésentés avec leurs électrons (e) et leur noyau
constitué de protons (p) et deneutrons (n). Les isotopes notés 1H
et 2H (également noté D) sont stables, l’isotope 3Hcomporte trop de
neutrons par rapport aux protons pour être stable, il se
désintègrespontanément. Tous n’ont qu’un électron et un proton, ce
sont bien des atomesd’hydrogène. Lors de la désintégration de 3H,
le neutron excédentaire conduit à laformation d’un proton et d’un
électron. Le nouvel atome possède deux protons et deuxélectrons,
ses propriétés chimiques sont donc différentes, c’est un atome
d’hélium noté3He. Le temps nécessaire pour que la moitié des atomes
de 3H soit convertie en 3Heest appelé la demi-vie, elle vaut 12,32
ans.
mesure la chute spectaculaire de la météorited’Allende
(météorite primitive de 2 tonnestombée au Mexique le 8 février
1969, fig. 1),que certains géochimistes se spécialisent dansl’étude
isotopique des matériauxextraterrestres et en particulier des
météorites.Très vite, il apparaît que ces matériaux sonttrès
anciens et sont des reliques des premièresphases de formation du
Système solaire. Bonnombre d’éléments y montrent descompositions
isotopiques « exotiques »,souvent qualifiées d’anomalies
parcomparaison avec ce que l’on mesure dans lesroches terrestres.
Ces anomalies signent desprocessus physico-chimiques inconnus
surTerre et l’on sait maintenant qu’elles sont duesà des processus
astrophysiques à l’œuvre lorsde la naissance du Soleil et de ses
planètes. Lacosmochimie isotopique est née.Cet article décrit
l’histoire de la formationplanétaire telle qu’elle est enregistrée
parl’horloge des isotopes radioactifs. Un articleultérieur
présentera les réservoirs de matièremis en jeu et les processus
astrophysiquesenregistrés par les isotopes stables.
Mai 2012 – l’ASTRONOMIE - 15
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Les isotopes du plomb et l’âge du Système solaireL’information
la plus directe et la plus fondamentale que l’on puisseextraire des
météorites à l’aide de leur composition isotopiqueest très
probablement leur âge de cristallisation extrêmementancien. Il
existe de nombreux systèmes isotopiquespermettant de mesurer
précisément l’écoulement dutemps grâce à la désintégration d’un
isotope pèreradioactif en un isotope fils stable (fig. 2), le
systèmeuranium-plomb étant certainement le plus utilisé
engéosciences pour dater la formation des roches.C’est un double
chronomètre qui utilise ladécroissance de 238U en 206Pb (demi-vie
de4,47 milliards d’années) conjointement à ladécroissance de 235U
en 207Pb (demi-vie de704 millions d’années), tous deux par
unechaîne d’émissions successives de noyauxd’hélium-4 (4He).C’est
en 1956 que Clair Patterson publiepour la première fois l’âge du
Systèmesolaire mesuré à l’aide des isotopes duplomb dans la
météorite de fer de CanyonDiablo (fig. 3), ramassée au fond du
MeteorCrater en Arizona. Il obtient un âge de4,55 milliards
d’années avec une incertitude de70 millions d’années. 56 ans après
la publication de cerésultat majeur, les progrès de la mesure des
isotopes duplomb ont permis d’établir que les inclusions
réfractaires desmétéorites non différenciées sont les premières
roches forméesdans le Système solaire, il y a 4,567-4,568 milliards
d’années(encadré 2). Étant les objets les plus anciens du Système
solaire,leur instant de formation est pris comme temps
zéro.L’incertitude sur cet âge est maintenant inférieure au
milliond’années. À l’exception des météorites martiennes et
lunaires
JEUNESSEDU SYSTÈME SOLAIRE
1. Météorite d’Allende. La photographie montre l’une des milleet
une pierres trouvées aux abords du village d’Allende auMexique en
1969 et résultant de la fragmentation du bolidedans l’atmosphère.
La pierre montrée ici fait approximativement9 cm de large. © Museum
national d’histoire naturelle, Paris.
2. Principe de la datation à l’aide de ladécroissance
radioactive. La période écouléedepuis la formation de l’objet peut
être déterminéegrâce à la quantité d’isotope fils
(radiogénique)produit par désintégration du père tout enconnaissant
la période de désintégration (i. e. lademi-vie). Pour cela, il est
nécessaire de connaîtrela quantité initiale de fils que l’on
détermine àl’aide du rapport entre l’isotope fils et un
autreisotope stable non radiogénique de l’élément fils.Pour un
système à demi-vie comparable ou pluslongue que l’âge du Système
solaire (ex. 238U), le père est toujours présent et peut être
mesuré.Pour un système à demi-vie courte (ex. 26Al), lepère
n’existe plus et il est nécessaire de connaîtreen plus les
proportions père-fils initiales. La courbedu bas montre l’évolution
de la quantité de 26Aldans le Système solaire, depuis le temps
0(formation des inclusions réfractaires) jusqu’aumoment où la
quantité de 26Al devient trop faiblepour être mesurée. Alors que la
formation desinclusions réfractaires est un processus court,
leschondres se forment sur un laps de temps pluslong. La formation
des chondres culmine 1 à2 millions d’années après le temps 0, mais
certainschondres dépourvus de 26Al se forment plus tard(par exemple
les chondre de la comète Wild-2).
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Mai 2012 – l’ASTRONOMIE - 17
qui possèdent des âges de cristallisation plus jeunes,témoignant
ainsi de l’activité géologique de Mars
et de la formation de la Lune, toutes les autresmétéorites ont
des âges U-Pb en accord avec uneformation dans les dix premiers
millions d’années
du Système solaire. Les observationsastronomiques des étoiles
jeunes indiquent que
le Soleil était à cette époque une proto-étoile,c’est-à-dire une
étoile jeune n’ayant pas
encore atteint la séquence principaledu diagramme
couleur-luminosité deHertzsprung-Russell, son état actuel.
Le Soleil jeune étaitprobablement entouré d’undisque de
poussières et de gazs’accrétant sur l’étoile commeon l’observe
autour des
étoiles T Tauri (étoiles jeunesde type solaire) grâce en
3. Météorite de fer de CanyonDiablo. Bloc d’environ 60 cm
delarge, soit 300 kg. © Muséum
national d’histoire naturelle, Paris.
Les météorites peuvent être globalement séparées en deux
grandsgroupes. On distingue d’une part les météorites issues de
corpsparents non différenciés, c’est-à-dire formés directement
paragrégation de la poussière présente dans le disque
protoplanétaire duSoleil jeune. Elles sont appelées chondrites car
elles contiennent deschondres, des billes de roches fondues dans le
vide par desévénements de haute température (> 1800 K) très
brefs.Elles contiennent également des inclusionsréfractaires
formées dans les régions interneschaudes du disque à une
température del’ordre de 1 500 à 1 700 K par condensation d’un gaz
de composition chimique identique à celui de la photosphère du
Soleil. Ces composantsmillimétriques à centimétriques sont
cimentésdans une matrice non fondue de poussièremicrométrique à
nanométrique. Le métal deschondrites est présent dans la matrice et
dansles chondres principalement, mais aussi dans
certainesinclusions réfractaires. Les chondrites sont elles-mêmes
divisées en plusieurs familles et sous-familles.
Le second grand groupe de météorites contient lesmétéorites
issues de la fragmentation de corpsdifférenciés, c’est-à-dire ayant
subi une ségrégationdes roches et du métal en couches
concentriques, unestructure analogue à celle de la Terre avec un
noyaumétallique, un manteau et une croûte rocheux, silicatés.
Au total, on compte actuellement plus de 50000 météorites
groupéespar affinités minéralogiques, chimiques et isotopiques en
près de 70 familles différentes. La plupart des météorites sont des
fragmentsd’astéroïdes et sont des reliques des planétésimaux formés
dans lespremiers millions d’années du Système solaire, mais
certainesmétéorites différenciées proviennent de la Lune et de
Mars.
2. Les météorites et leurs composants
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particulier aux télescopes spatiaux commeHubble (fig. 4).
L’essentiel des matériauxplanétaires se sont formés et accrétés
ausein de ce disque protoplanétaire qui sedissipe au bout d’une
dizaine de millionsd’années. La méthode U-Pb est une mesurequi, du
fait de demi-vies comparables à l’âgedu Système solaire, est
particulièrementadaptée à une datation absolue de saformation.
Cependant, ces longues demi-vies ne sont pas adaptées à la
résolution finedes premières étapes d’évolution duSystème solaire,
et d’autres méthodeschronologiques spécifiques aux météoritesont
été développées pour comprendre cesétapes en faisant appel à des
radioactivités à courte période comme celles del’aluminium-26
(26Al) ou de l’hafnium-182(182Hf) décrites ci-dessous.
26Al, du milieu interstellaire aux océans magmatiquesLes étoiles
jeunes se forment pareffondrement gravitationnel d’un cœurdense,
une région très froide au sein d’unnuage moléculaire du milieu
interstellaire.Le Soleil n’a probablement pas faitexception à la
règle et, rapidement, lesscientifiques ont cherché dans
lesmétéorites des traces de l’environnementgalactique dans lequel
le Soleil est né et destraces du mécanisme ayant
déclenchél’effondrement du cœur dense parent du
Système solaire. Le Soleil est-il né encompagnie d’étoiles très
massives de type Oou B ? Dans quelle mesure l’explosion
ensupernova(e) de telles étoiles ayant unedurée de vie très courte
a-t-elle pu avoir unrôle dans la formation du Système solaire
?Cette recherche a mené en 1977 une équipesino-américaine à la mise
en évidenced’aluminium-26 (26Al) dans le Système solairejeune.26Al
est un radioélément à vie courte (demi-vie de 737000 ans), produit
efficacement lorsde la nucléosynthèse stellaire et en plusfaible
quantité par irradiation par les rayonscosmiques. Il décroît en
26Mg avec émissiond’un positon. La mesure de deux isotopesstables
du magnésium (26Mg et 24Mg) dansune inclusion réfractaire
d’Allende, parTyphoon Lee et ses collaborateurs duCalifornia
Institute of Technology, a révéléune corrélation directe entre le
rapport 26Mg/24Mg et le rapport Al/Mg, uneobservation qui traduit
la présence de 26Aldans l’inclusion au moment de sa formationdans
une proportion de ~5.10–5 par rapportau 27Al stable.
L’enrichissement en 26Mg parrapport à sa valeur solaire normale
s’expliquealors par la décroissance de 26Al présent àl’origine. De
nombreuses études d’inclusionsréfractaires ont par la suite montré
laprésence systématique de 26Al au momentde leur formation et le
rapport 26Al/27Al initialdu Système solaire est actuellement estimé
à
5,23.10–5. Plusieurs modèles astrophysiquesont été proposés pour
expliquer cetteprésence de 26Al dans le Système solairejeune,
incluant la production dans différentstypes d’étoiles ayant pu
ensemencer (oudéclencher?) sa naissance (supernova, étoilegéante de
la branche asymptotique dudiagramme de Hertzspung-Russell,
étoilefugueuse supermassive de Wolf-Rayet…).Une production par des
rayons cosmiques(galactiques et produits par le Soleil jeunealors
100000fois plus actif) a aussi étéproposée, mais cette hypothèse ne
permetpas de produire 26Al en assez grandequantité. Un scénario
récent de formationséquentielle d’étoiles propose que le Soleilsoit
une étoile de troisième génération,formée dans la coquille d’éjecta
d’unesupernova elle-même issue d’une secondegénération d’étoiles
toutes formées suite àl’effondrement de la même région du
nuagemoléculaire parent…La présence de 26Al en abondance dans
leSystème solaire jeune a plusieursimplications extrêmement
importantes : s’ilest distribué de façon homogène dans leSystème
solaire (ce qui est maintenantadmis par la plupart des
cosmochimistes), sa courte demi-vie en fait un chronomètrepertinent
pour dater les évènements ayanteu lieu dans les 3 ou 4 premiers
millionsd’années après la formation des inclusionsréfractaires.
Ainsi, la mesure des isotopes du
4. Disque protoplanétaire autourd’une étoile jeune de type
solaire.Vue d’artiste. © Nasa.
JEUNESSEDU SYSTÈME SOLAIRE
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5. Noyau de la comète Wild-2 (5 km) vue par lasonde Stardust. Le
2 janvier 2004, Stardust croisela comète et collecte quelques
milliers demicrograins à 240 km du noyau. La compositionisotopique
de ce matériau a été mesurée pardifférents laboratoires dès le
retour de la sonde enjanvier 2006. © NASA
6. Schéma de principe de la ségrégation du noyau au cours de la
différenciation planétaire et de sa datation par laméthode Hf-W. Au
cours de l’étape 1, la roche non différenciée contient la totalité
de l’hafnium et du tungstène du système.Lorsque la température
atteint le point de fusion du fer, le noyau se forme rapidement par
percolation par densité (étape 2, pointd’intersection sur la
courbe). Par la suite (étape 3), Hf part dans le manteau et W dans
le noyau, le 182W produit par décrois-sance de 182Hf (182W) n’est
plus produit que dans le manteau, le rapport isotopique de W cesse
de croître dans le noyau.
Mai 2012 – l’ASTRONOMIE - 19
Mg montre que les chondres, les constituants principaux des
chondrites, se sontformés 1 à 2 millions d’années après les
inclusions réfractaires (voir la courbefig. 2). Les fragments de
chondres dépourvus de 26Al découverts parmi leséchantillons de la
comète Wild-2 (fig. 5) ramenés par la mission Stardust en 2006(en
faisant ainsi un membre de la grande famille des chondrites) ont
été formésdans les régions internes du disque protoplanétaire après
la décroissance de 26Al(plus de 3 millions d’années), ce qui
indique que les comètes de la famille deJupiter sont parmi les
objets les plus jeunes accrétés dans le Système solaire. Par
ailleurs, la datation des achondrites basaltiques à l’aide des
isotopes du Mgrévèle que ces roches ont cristallisé dans des océans
magmatiques issus de lafusion pratiquement totale du manteau
silicaté de micro-planètes différenciéespas plus tard que 3 à 4
millions d’années après la naissance du Soleil.
Hafnium, le père qui aime les roches, Tungstène, le fils qui
aime le métal et les premiers noyaux planétairesLa chaleur dégagée
par la décroissance de 26Al dans les roches est le moteurprincipal
de la fusion des roches dans les micro-planètes de plus d’une
dizaine dekm de diamètre, les planétésimaux. Les premiers
planetésimaux formés, riches en26Al, ont vu leur température
interne croître très vite jusqu’au point de fusion dufer, qui a
alors pu percoler par densité et s’accumuler au cœur des
planétésimaux,leur donnant ainsi une structure en couches, analogue
à celle de la Terre avec unnoyau métallique et un manteau rocheux
silicaté (fig. 6). Ce scénario a trouvé uneconfirmation éclatante
avec le développement de la radiochronométrie hafnium-tungstène.
182Hf se transforme en 182W, stable, avec une demi-vie de 8,9
millionsd’années. L’affinité de l’hafnium pour les roches
silicatées (on dit que c’est unélément lithophile) et l’affinité du
tungstène pour le métal (on dit que c’est unélément sidérophile)
font du système Hf-W un traceur idéal pour dater le momentauquel le
noyau métallique s’est séparé du manteau silicaté lors de
ladifférenciation planétaire (fig. 6).
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20 - l’ASTRONOMIE – Mai 2012
ZOOM JEUNESSEDU SYSTÈME SOLAIRE
7. Chronologie de formation duSystème solaire telle qu’elle
estdéduite des mesuresisotopiques dans les météoriteset les
matériaux planétaires. Les processus de formationplanétaire sont
extrêmementrapides, la vitesse de formationd’une planète est
typiquement dumême ordre de grandeur que laformation d’une chaîne
demontagnes sur Terre (ex. l’âgedes Alpes est d’environ35 millions
d’années). Ainsi, laradioactivité de l’iode-129 (129I)qui décroît
en xénon-129 (129Xe)permet d’évaluer l’âge del’atmosphère terrestre
i. e. la finde la formation de la Terre, unâge récemment réévalué
àenviron 50 millions d’années. Lesestimations par la méthode Hf-Wde
l’âge de l’impact géant ayantdonné naissance à la Lune varientde 30
à 80 millions d’annéesaprès le temps 0.
Bien que la présence de 182Hf dans leSystème solaire précoce
soit connue depuisle début des années 1990, c’est en 2005
queThorsten Kleine et ses collaborateurs deMayence et Cologne en
Allemagne datentpour la première fois simultanément desmétéorites
de fer et des inclusionsréfractaires en mesurant les isotopes du
W.Ils montrent alors que les météorites de fersont les objets
planétaires les plus anciensdu Système solaire. Elles sont issues
deplanétésimaux ayant acquis un noyau dansles deux premiers
millions d’années suivantla formation des inclusions
réfractaires,impliquant l’accrétion de corps de rayoncompris entre
10 et 100 km au cours dupremier million d’années, un processus
bienexpliqué par une accrétion « boule deneige » conduisant à la
formationd’embryons planétaires de la taille de Marsou de la Lune
au bout de quelques millionsd’années. La détermination précise
récentedu rapport élémentaire Hf/W des météoritesmartiennes suggère
ainsi que Mars est unde ces embryons planétaires, qui auraitacquis
l’essentiel de sa masse en moins de5 millions d’années, en accord
avec lessimulations dynamiques qui suggèrent quela migration de
Jupiter a pu empêcher Marsde finir sa croissance. Les datations
Hf-W ontrévolutionné la chronologie du Systèmesolaire puisqu’elles
ont montré que les corpsles plus évolués sont finalement les
plusprécoces alors que les corps les plus primitifssont les plus
tardifs (fig. 7) !
La cosmochimie isotopique,une science d’avenirDe nombreux
chronomètres isotopiques quin’ont pas été abordés ici ont
permisd’apporter d’autres précisions au scénarioexpliqué dans ses
grandes lignes (commepar exemple 53Mn ou 129I). L’étude
isotopiquedes reliques de la naissance de notreSystème solaire est
une science qui a déjàcontribué à de nombreuses découvertes, eton
pourrait se demander si une telleapproche sera encore utile une
foisl’exploration de tout le tableau périodiquedes éléments
terminée. Néanmoins, l’étudeisotopique de la matière extraterrestre
aprobablement encore de beaux jours devantelle. Le raffinement
constant des méthodesde mesure, qui amène à une précision sanscesse
croissante, a parfois des conséquencesinattendues pouvant conduire
à renverserune théorie, comme l’a par exemple montrél’amélioration
des mesures isotopiques dutungstène. La résolution spatiale
croissantedes analyses est aussi un facteur de progrèset de
découvertes.De plus, si chaque météorite est un objetunique qui
apporte son lot d’informationssur le Système solaire jeune,
l’utilisation deméthodes isotopiques bien rodées permetune
révolution scientifique à pratiquementchaque retour d’échantillons
spatiaux,comme l’ont montré les résultats desmissions Stardust
(comète Wild-2), Genesis(vent solaire) ou dernièrement
Hayabusa(astéroïde Itokawa). Il reste à souhaiter que
les missions de retours d’échantillonsredeviennent une priorité
dans les années àvenir tant leur valeur scientifique estimportante.
Enfin, les signatures isotopiquesobservées restent très souvent
incomprisesou mal comprises du fait de laméconnaissance des
processusastrophysiques en jeu, et la compréhensiondes objets
naturels ne pourra se fairequ’avec un couplage étroit
avecl’expérimentation en laboratoire et lamodélisation
astrophysique. J. Aléon ■
PUBLICATIONS MAJEURES
1956C. C. Patterson, Geochimicaet Cosmochimica Acta,mesure l’âge
Pb-Pb de lamétéorite de fer de CanyonDiablo.
1977T. Lee et al.,Astrophysical Journal,mettent en évidence
laprésence de 26Al dans lesinclusions réfractairesd’Allende.
2005T. Kleine et al., Geochimicaet Cosmochimica Acta,mesurent
l’âge Hf-W dudébut de la différenciationplanétaire.
