Dans ce nouvel article publié dans la revue EPSL, nous proposons une nouvelle méthode permettant d’identifier les minéraux précurseurs conservés au sein des chondres (olivines reliques) et de déterminer leur composition isotopique de l’oxygène.

Figure: cette image haute-résolution de la distribution en titane permet d’identifier les olivines reliques au centre du chondres. Les olivines reliques sont appauvries en Ti par rapport aux olivines formées lors de la crystallisation du chondre. Elles montrent des composition isotopiques en oxygène différentes du reste du chondre.

Marrocchi Y., Villeneuve J., Batanova V., Piani L., Jacquet E. (June 2018) Oxygen isotopic diversity of chondrule precursors and the nebular origin of chondrules. Earth and Planetary Science Letters, Vol. 496, 132-141. doi.org/10.1016/j.epsl.2018.05.042 // Free access for 50 days

Notre nouveau papier vient d’être publié à Nature Astronomy: / Our new paper is just published in Nature Astronomy:

Laurette Piani, Hisayoshi Yurimoto, Laurent Remusat (March 2018) A dual origin for water in carbonaceous asteroids revealed by CM chondrites. Nature Astronomy. doi:10.1038/s41550-018-0413-4

(In English below)

Quelle est l’origine de l’eau des océans terrestres et des molécules carbonées, ingrédients indispensables au développement de la vie sur Terre ? L’hypothèse souvent évoquée est celle d’un apport tardif, après les premières étapes de formation de la Terre, par des petits corps hydratés tels que des comètes ou des astéroïdes. Il n’existe pourtant pas de consensus sur la nature de ces corps hydratés et on connaît encore mal la répartition de l’eau et des composés organiques dans le Système Solaire lors de sa formation. La composition de l’eau dans le Système Solaire au moment de la formation des planètes peut être sondée par l’étude des météorites primitives comme les chondrites carbonées. Ces chondrites proviennent d’astéroïdes riches en carbone, qui se sont formés à des températures assez basses pour que l’eau se trouve sous forme de glace et puisse être agglomérée avec les poussières solides. Une fois incorporée aux astéroïdes, la glace a fondu et a altéré les poussières qui l’entourent formant ainsi des minéraux hydratés (argiles) qui enregistrent la signature de la glace d’eau. En mesurant la composition des minéraux hydratés des chondrites, on peut ainsi remonter à la composition de la glace d’eau présente au moment de la formation des astéroïdes, dans les premiers millions d’années du Système Solaire.

 Les météorites analysées. Dans cette étude, nous avons sélectionné un type de météorites primitives, les chondrites carbonées de type CM : elles sont parmi celles contenant le plus d’eau et sont similaires aux poussières micrométriques tombées sur Terre tout au long de son histoire.

 

Photo de la météorite Paris, chondrite carbonée de type CM, dont de petits morceaux ont été mesurés dans cette étude. Les analyses révèlent la signature de deux sources d’eau différentes dans cette météorite. Crédit photo : MNHN, Paris.

Une approche innovante. Nous avons utilisé une sonde ionique de dernière génération à l’université d’Hokkaido au Japon pour analyser la composition isotopique de l’hydrogène dans les chondrites. L’élément hydrogène possède deux isotopes stables, H et D pour hydrogène et deutérium. Ces deux isotopes ont le même nombre de protons mais seul D possède un neutron, ce qui le rend deux fois plus lourd que H. Cette différence de masse explique un comportement légèrement différent pour H et D dans les processus géologiques et astrophysiques. Comme les minéraux hydratés des chondrites sont très finement mélangés à des composés carbonés contenant de l’hydrogène, il n’est pas possible de mesurer directement leur composition isotopique D/H.

Dans cette étude, nous avons mesuré en parallèle le rapport D/H et le rapport élémentaire carbone sur hydrogène (C/H). Comme les minéraux hydratés ne contiennent pas de carbone et que les composés carbonés sont enrichis en deutérium par rapport aux minéraux, les rapports D/H et C/H varient de façon couplée lorsque les proportions de minéraux hydratés et de composés carbonés changent. En mesurant ces rapports dans des zones des chondrites ayant des proportions différentes de composés carbonés et minéraux hydratés, on obtient une droite de mélange dont l’ordonnée à l’origine, pour C/H = 0, indique la composition isotopique D/H des minéraux hydratés.

 

 

 

 

 

 

Schéma montrant l’évolution des rapports D/H et C/H en fonction des proportions de composés carbonés et minéraux hydratés (à gauche) et résultats des mesures dans les chondrites carbonées de type CM (à droite). Le point bleu correspond à la composition des minéraux hydratés sans contribution des composés carbonés à C/H = 0.

Résultats et implications pour le Système Solaire. Nos résultats montrent que la composition isotopique D/H de la glace d’eau qui s’est trouvée sur les astéroïdes des chondrites de type CM est 1.5 fois plus faible que le D/H des océans terrestres. Ce faible D/H indique que l’eau s’est formée dans le Système Solaire interne à la différence de la glace d’eau de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko visitée récemment par la sonde Rosetta (ESA). Parmi les six chondrites étudiées, la météorite Paris montre un comportement particulier. Paris est la chondrite de type CM qui contient le moins de minéraux hydratés avec des zones qui semblent avoir échappé à l’altération par la glace d’eau fondue. Dans ces zones, le rapport D/H des minéraux hydratés est plus élevé que dans les zones altérées et dans les autres chondrites CM. Ces résultats indiquent que la chondrite Paris a conservé la signature de deux sources d’eau différentes : l’eau pauvre en D du Système Solaire interne et une eau riche en D, probablement formée plus loin dans le Système Solaire. La présence de deux sources d’eau implique que des transferts de matière aient eu lieu dans le Système Solaire lors de la formation des astéroïdes.

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Origin of water in carbonaceous asteroids

The distribution of water in the protoplanetary disk is poorly known. Primitive meteorites can help us trace the origin of water at the time and place of asteroid formation.

Where does the ocean water on Earth come from? The hypothesis of a late delivery, after the first stages of Earth formation by wet and carbon-rich small bodies (asteroids and/or comets), is often suggested. However, no consensus exists on the nature and breadth of this late supply and little is known regarding the distribution of water in asteroids and comets. Primitive meteorites such as carbonaceous chondrites can be used to investigate the distribution of water at the time and place of their asteroidal parent body formation, about 4.6 billion years ago. These meteorites come from asteroids that formed at temperatures low enough for ice to be accreted together with dust grains. The melting of ice on asteroids results in the formation of hydrated minerals that are able to preserve a record of the ice composition at the time of asteroid formation. By measuring the composition of these hydrated minerals, it is possible to provide an insight in to the composition and evolution of water in the early Solar System.

In this study, we selected CM-type carbonaceous chondrites that are among the most hydrated meteorites and resemble dust grains accreted on Earth during its formation.

 

 

 

Picture of the Paris meteorite, a CM-type carbonaceous chondrite. Small pieces of Paris were analyzed in this study for their D/H and C/H composition. Credit: MNHN, Paris.

We performed in situ analyses of hydrogen isotopes (H and D) and carbon (C) by using a new generation secondary ion mass spectrometer, the CAMECA IMS 1280 HR installed at Hokkaido University (Japan). Because hydrated minerals are intimately mixed with H-bearing organics at a sub-micrometer scale within chondrite rocks, the measurement of the hydrogen isotope composition of hydrated minerals is challenging. In our study, we analyzed both D/H and C/H ratios in different areas of the selected chondrites. Because the hydrous minerals are devoid of carbon and depleted in deuterium relative to the organic material, we were able to account for mixing between these two H-bearing phases during our analysis. Positive correlations between D/H and C/H ratios allowed us to extrapolate the D/H compositions of hydrated minerals in chondrites without any contribution of hydrogen originating from organics.

Schematic figure (left) showing the co-evolution of D/H and C/H ratios as a function of the relative amount of organics and hydrated minerals and (right) results obtained for Paris and other CM chondrite.

We found that the hydrogen isotopic composition of water ice accreted on CM-type carbonaceous asteroid(s) is about 1.5 times depleted in deuterium relative to ocean water. Such a low D/H ratio indicates the chondritic ice formed in the inner Solar System, unlike the D-rich water of the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko, visited recently by the Rosetta mission (ESA). Among the six CM chondrites we studied, the Paris meteorite shows a significantly different composition. This meteorite is the CM-type carbonaceous chondrite that contains the smallest amount of water and hydrated minerals, with areas that seem to have almost completely escaped hydrous alteration by melted ice. In these areas, the D/H ratio of the hydrated minerals are higher than that measured in all the other CM chondrites or in the more altered parts of Paris itself. These results indicate that the Paris meteorite has recorded two different water isotope signatures: D-poor water as found in the other CM chondrites and a D-rich water, probably inherited from an outer part of the protoplanetary disk. This dual isotopic composition of water in Paris argues for large transfers of materials in the protoplanetary disk at the time of carbonaceous asteroid formation.

Dans un article paru aujourd’hui en ligne pour la revue EPSL, nous montrons qu’en utilisant les isotopes de l’oxygène dans différents minéraux de chondrites carbonées, on peut estimer la quantité d’eau (rapport eau sur roche, W/R) que leurs corps parent astéroïdaux ont pu accréter.

Les compositions isotopiques de l’oxygène de l’eau des différentes chondrites carbonées indiquent qu’elles n’ont accrétées que peu de glace provenant de l’extérieur du disque.

Y. Marrocchi, D. V. Bekaert, L. Piani, Origin and abundance of water in carbonaceous asteroids, Earth and Planetary Science Letters, January 2018, Volume 482, p 23–32.

Les nouveaux résultats de l’expérience PICACHU sont parus dans la revue Science Advances: S. Tachibana, A. Kouchi, T. Hama, Y. Oba, L. Piani, I. Sugawara, Y. Endo, H. Hidaka, Y. Kimura, K-I. Murata, H. Yurimoto, and N. Watanabe, 2017. Liquid-like behavior of UV-irradiated interstellar ice analog at low temperatures. Science Advances  Vol. 3, no. 9, DOI: 10.1126/sciadv.aao2538

Dans ce papier, nous montrons que la glace d’eau irradiée par des photons UV à basse température se comporte comme un liquide entre 50 et 150 K. La faible viscosité de cette glace a pu favoriser la formation de composés organiques telles que les molécules pré-biotiques même à de très basses températures et l’accrétion des grains de poussière couverts de glace dans le disque d’accrétion.

Formation de bulles entre 128-129 K dans de la glace amorphe (H₂O-CH₃OH-NH₃) ayant été irradiée par des UV. Entre les différentes images, on peut discerner l’apparition de nouvelles bulles indiquées par des flèches. La barre représente 200 nm.

Depuis le 15 mai 2017, je fais un post-doctorat au CRPG à Nancy. Ce post-doctorat est financé par l’ERC Photonis (PI: Bernard Marty) qui a pour but de comprendre l’origine des fractionnements isotopiques des éléments volatils lors des processus d’irradiation ultra-violet dans le disque protoplanétaire.

From May, 15th 2017, I have started a new post-doc fellowship at CRPG Nancy (France). I am working on the ERC Photonis with Bernard Marty and the Photonis team on the role of ultraviolet irradiation on isotopic fractionation of the volatile elements in the protoplanetary disk.

Les premiers résultats de l’expérience PICACHU sont maintenant publiés dans la revue Astrophysical Journal (Piani L., Tachibana S., Hama T., Tanaka H., Endo Y., Sugawara I., Dessimoulie L., Kimura Y., Miyake A., Matsuno J., Tsuchiyama A., Fujita K., Nakatsubo S., Fukushi H., Mori S., Chigai T., Yurimoto H. and Kouchi A., 2017. Evolution of morphological and physical properties of laboratory interstellar organic residues with ultraviolet irradiation. Astrophysical Journal, 837:35).

Dans ce papier, nous montrons que la morphologie et les propriétés viscoélastiques de composés organiques formés avec PICACHU par simulation des conditions du milieu interstellaire  évoluent de façon rapide sous irradiation de photons ultra-violets (UV). La surface des résidus organiques devient très poreuse et des grains de quelques dizaines de nanomètres apparaissent après irradiation. Ces grains pourraient correspondre à certaines nanoparticules trouvées dans les chondrites ou les grains cométaires les moins altérés. La viscoélasticité des composés organiques irradiés pourrait favoriser l’agglomération des grains lors de collisions dans le disque protoplanétaire.

En haut: images AFM du résidu organique avant (gauche) et après (droite) irradiation UV
En bas: images MEB et AFM des nanoparticules visibles à la surface des résidus après irradiation.

Après le 3S symposium, le professeur Hiroshi Naraoka, Dr. Minako Hashiguchi et Toshiki Koga nous ont accueilli à l’université de Kyushu pour visiter le centre de recherche « research center for Planetary Trace Organic Compounds (PTOC) » où ils développent notamment une technique d’analyse in-situ des composés organiques des roches extraterrestres (DESI-orbitrap). Nous avons aussi pu assister au séminaire du Dr. Jason Dworkin, Project Scientist de la mission OSIRIS-REx.

 

Nous voici de nouveau réunis à Rusutsu pour le deuxième symposium « Solar System in Sapporo« !

Dans ce nouvel article, paru dans la revue Geochimica et Cosmochimica Acta (Piani, Marrocchi, Libourel and Tissandier, 2016), nous présentons une étude détaillée des sulfures et de leurs relations avec le verre (mésotase) riche en soufre des chondres des chondrites à enstatite EH. Les chondres des EH contiennent systématiquement des sulfures, principalement du sulfure de fer (troilite), mais également des sulfures de calcium et de magnésium (oldhamite et niningérite). Ces sulfures se trouvent généralement associés avec la mésostase qui est plus riche en éléments volatils tels que soufre, chlore, sodium etc que dans d’autres types de chondrites.

L’analyse des textures et des compositions chimiques des différentes phases de ces chondres nous a permis d’établir la chronologie et les étapes de formation des sulfures à hautes températures et en interaction avec un gaz ambiant riche en soufre et autres éléments volatils; la figure suivante résume ces étapes.

Ce schéma indique l’évolution à haute température des phases des chondres des EH. Le sulfure de fer (en jaune, troilite) est le premier sulfure à se former de façon concomitante à la formation des pyroxènes (en vert), l’apport de soufre et de silicium depuis le gaz va ensuite favoriser la formation de sulfure de magnésium (en orange, niningerite) et de silice (en vert clair), l’enrichissement en sodium de la mésostase (en bleu) va finalement permettre la cristallisation du sulfure de calcium (en violet, oldhamite).

La formation de ces différents sulfures est le résultat des interactions entre gaz et liquide silicaté à hautes températures dans une partie du disque protoplanétaire enrichie en éléments volatiles mais pauvre en oxygène. Il reste à comprendre comment de telles conditions ont pu être rassemblées dans le disque protoplanétaire.

Piani L., Marrocchi Y., Libourel G., Tissandier L., 2016. Magmatic sulfides in the porphyritic chondrules of EH enstatite chondrites. Geochimica et Cosmochimica Acta 195, 84-99.  doi: 10.1016/j.gca.2016.09.010 // On Arxiv