Sulfures de hautes températures dans les chondres des chondrites à enstatite

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.

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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

 

 

La mission OSIRIS-REx partie à la rencontre de Bennu!

La mission OSIRIS-REx a été lancée avec succès depuis Cape Canaveral en Floride ce jeudi 8 septembre 2016. C’est le début d’un voyage à la rencontre de Bennu (101955 Bennu), un astéroïde géocroiseur de type B de quelques 500 m  de diamètre. Les astéroïdes de type B sont des astéroïdes carbonés dont les roches pourraient correspondre aux météorites carbonées primitives, les chondrites carbonées.

OSIRIS-REx doit rejoindre Bennu durant l’été 2018 et collecter des échantillons de l’astéroïde qui seront rapportés sur Terre en 2023.

Plus d’info sur le site de la mission.

Formation des chondres et dynamique du Système Solaire jeune!

Un nouvel article paru dans la revue Science Advances (Marrocchi et al., Early scattering of the solar protoplanetary disk recorded in meteoritic chondrules, Sci. Adv. 2016)!

Nous avons étudié les textures, les compositions chimiques et compositions isotopiques (O et S) des assemblages de magnétites (oxyde de fer Fe3O4) et troilites (sulfure de FeS) des chondres de chondrites carbonées CV.

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Fig. 1. Assemblages magnétite-sulfures observés dans les chondres des chondrites carbonées CV Kaba et Vigarano.

Nous montrons dans ce papier que ces assemblages sont formés à hautes températures lors de la formation des chondres, en conditions très oxydantes. Ces conditions particulières ont pu être atteintes lors de la collision de deux planétésimaux dont l’un était riche en silicates, et l’autre, riche en glace.

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Fig. 2. Fugacité d’oxygène en fonction de la température estimée à partir des compositions des assemblages magnétites-sulfures des chondres (points rouges). Ces conditions très oxydantes en comparaison de celle du gaz de composition solaire (ligne noire) correspondent aux conditions pouvant être générées lors d’impacts de planétésimaux (zone verte). 

La composition isotopique de l’oxygène du gaz lors de l’impact a pu être estimée et indique que le corps glacé, enrichi en isotopes lourds de l’oxygène, aurait pu être une comète.

Réf. Marrocchi et al., Early scattering of the solar protoplanetary disk recorded in meteoritic chondrules, Sci. Adv. 2016

Article in english on space.com by Samantha Mathewson. 

6 mois avant le lancement d’OSIRIS-REx!

Le lancement de la mission américaine OSIRIS-REx est prévu pour dans 6 mois!

OSIRIS-REx va aller à la rencontre de l’astéroïde Bennu (101955 Bennu), un astéroïde géocroiseur riche en carbone, et ramener sur Terre des échantillons de sa surface (retour prévu pour 2023).

Depuis le 11 février, l’orbiteur a été encapsulé dans une enceinte sous vide pour tester le bon fonctionnement des instruments dans des conditions de températures extrêmes, similaires à celles auxquelles il sera soumis dans l’espace.

La vidéo de l’encapsulage est visible ici.

Pour plus d’info sur la mission: site de OSIRIS-REx.

OSIRIS-REx lift into thermal vacuum testing

L’orbiteur OSIRIS-REx est introduit dans une chambre sous vide de 20 m de haut pour des tests dans différentes conditions environnementales. Credit photo: Lockheed Martin.

Symposium 3S en images

Quelques photos du symposium 3S (Solar-System in Sapporo) qui s’est déroulé du 17 au 19 février à Rusutsu près de Sapporo. Il a réuni une cinquantaine de chercheurs venus pour présenter leur travaux en cosmochimie. Un grand merci à tous les participants!

Plus de photos sur la page facebook de 3S et détails du programme scientifique sur le site du symposium.

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Visite de l’institut des Sciences de basse température à l’Université d’Hokkaido avec Akira Kouchi, la veille du symposium.

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Yoshi Yurimoto lance le symposium!

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Discussions autour des posters.

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Harold Connolly présente l’organisation de la mission spatiale OSIRIS-REx.

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Shogo Tachibana fait un résumé de la première journée.

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Je présente mes données de D/H dans les chondrites.

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Discussions dynamiques sur l’origine des enrichissements isotopiques de la matière organique des chondrites. 

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Discussions supplémentaires autour d’un verre un peu plus tard dans la soirée.

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Et encore plus tard dans la soirée!

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Une belle journée de ski à la suite de la conférence!

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Quelques skieurs du symposium sur les pistes.

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Après la conférence, visite du laboratoire expérimental de Shogo Tachibana avec François-Régis Orthous-Daunay et Kelly Miller.

Bientôt, le symposium « Solar-System in Sapporo »

Dans trois semaines, du 17 au 19 février, aura lieu le premier symposium « Solar System in Sapporo, 3S » organisé par notre laboratoire (Faculté des Science, Université d’Hokkaido). Cette conférence regroupera une soixantaine de chercheurs internationaux sur le thème de la formation du Système Solaire et des premières étapes de son évolution. Le programme et les détails du symposium sont disponibles sur le site web 3S. La conférence aura lieu dans une des plus grandes stations de ski d’Hokkaido, Rusutsu, connue pour la qualité de la neige (il neige vraiment beaucoup en Hokkaido!) et la beauté de ses paysages.

Depuis aujourd’hui, 3S a aussi une page facebook!

Hayabusa 2 vient de passer près de la Terre

Dans la nuit du 3 décembre 2015, un an après son lancement, la sonde Hayabusa 2 de l’agence spatiale japonaise (JAXA) s’est rapproché de la Terre à près de 3000 km d’altitude.

Hayabusa 2, Terre, decembre 2015, ONC-W2_20151203_EARTH

Ces images ont été prises par l’instrument embarqué ONC-W2.

Le but de ce passage réussi près de la Terre est de permettre à la sonde d’accélérer pour se rapprocher de sa cible: l’astéroïde géocroiseur Ryugu (162173 Ryugu). L’arrivée d’Hayabusa 2 près de Ryugu est prévue pour juillet 2018!

Visitez le site de la JAXA, pour plus d’info sur la mission Hayabusa 2 (en anglais).

Un océan sur Mars

Cette vidéo (en anglais) a été mise en ligne par la NASA après la publication du papier: Villanueva et al., 2015. Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs. Science, Vol. 348 no. 6231 pp. 218-221. DOI:10.1126/science.aaa3630. Vous trouverez ci-dessous, un petit résumé en français.

Mars est une planète rocheuse comme la Terre mais, aujourd’hui, sa surface ne contient que très peu d’eau. On la trouve principalement sous forme de glace aux pôles ou emprisonnée dans des minéraux hydratés. La quantité d’eau liquide anciennement présente sur la surface de Mars est inconnue.

A l’aide de télescopes terrestres, des chercheurs de laboratoires de la NASA ont mesuré la composition isotopique de l’hydrogène (c’est à dire l’abondance relative des deux isotopes deutérium D et hydrogène H) des molécules d’eau dans l’atmosphère de Mars au-dessus des calottes polaires. Ils utilisent ce rapport isotopique pour estimer la quantité d’eau qui a été perdue par évaporation dans l’espace depuis la formation de la planète. En effet, les molécules d’eau contenant du D (HDO) s’évaporent moins facilement que celles qui ne contiennent que du H (H2O). L’eau qui reste après évaporation va donc posséder un rapport D/H plus élevé que l’eau initiale. Supposant un rapport D/H initial similaire à celui de l’eau des minéraux de météorites martiennes*, les chercheurs ont évalué la quantité d’eau perdue pour obtenir le rapport actuel et estimé le temps nécessaire pour évaporer cette eau.

Cette étude a mis en évidence la présence de forts enrichissements en D dans les glaces d’eau polaire de Mars et a permis d’estimer la quantité d’eau initiale. D’après ces mesures, il semble que Mars ait eu, il y a 4 milliards d’années, un océan sur 20% de sa surface, une étendue plus grande que l’Océan Arctique sur Terre. 87% de cette eau s’est évaporée et les calottes polaires sont les résidus de cette évaporation.

Cette quantité d’eau est bien plus importante que ce qu’on supposait. Cela implique aussi que l’océan martien a mis plusieurs milliards d’années à s’évaporer. C’est une durée bien plus grande que le temps qu’il a fallut à la vie sur Terre pour apparaître. Comme la Terre, il semble que Mars a pu être un terrain très favorable pour l’apparition de la vie.

*Ces minéraux ont emprisonné de l’eau au moment où ils se sont formés, il y a environ 4,5 milliards d’années.

De surprenantes variations dans l’eau du système solaire primitif

Cet article a été publié en juillet 2015 dans la rubrique Zoom Science du site de l’IMPMC (Université Pierre et Marie Curie, Paris, France). Il fait suite à la publication de notre article (Piani et al., 2015) dans EPSL.

L’origine de l’eau sur Terre est une des grandes questions de la géochimie. Il est probable que l’eau des océans ait pu être apportée par des comètes ou des météorites provenant de la ceinture d’astéroïdes (chondrites). La signature isotopique de l’hydrogène, principal constituant de l’eau et quasi-absent dans la plupart des minéraux, est le moyen le plus couramment utilisé pour tracer l’origine de l’eau dans le système solaire. Les composants des chondrites, peu modifiés depuis leur formation, constituent de véritables témoins des conditions physico-chimiques qui régnaient dans le système solaire jeune, il y a environ 4.5 milliards d’années. Parmi ces composants, on trouve dans certaines chondrites des minéraux hydratés qui ont enregistré la signature isotopique de l’eau à partir de laquelle ils se sont formés. Cependant, dans les chondrites, ces minéraux hydratés sont très finement mélangés à un autre porteur de l’hydrogène : la matière organique. Il est donc très difficile de mesurer individuellement leur composition isotopique au sein de la roche. Dans cette étude, nous avons utilisé un nouveau protocole de mesure avec la sonde ionique NanoSIMS installée au Muséum National d’Histoire Naturelle à Paris pour estimer la contribution de chacune de ces phases à la composition isotopique de l’hydrogène dans les chondrites (détails du protocole dans Piani et al., 2012). Nous avons donc pu estimer localement, pour différents types de chondrites, qui de la matière organique ou des minéraux hydratés possède le plus fort rapport isotopique.

Nous avons mesuré de fortes différences selon les classes de chondrites (carbonées et ordinaires) en accord avec des études précédentes. De plus, dans la chondrite ordinaire Sé- markona, nous avons observé que la composition isotopique des minéraux hydratés est très hétérogène avec, par endroit, des enrichissements extrêmes en deutérium (l’isotope lourd de l’hydrogène) surpassant les valeurs jusqu’ici mesurées dans les chondrites (Fig. 1).

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Fig. 1 Distribution du rapport isotopique D/H mesuré dans la matrice de la chondrite ordinaire Sémarkona. Dans cette image, deux zones micrométriques sont particulièrement riches en deutérium et correspondent à des minéraux hydratés.

Il est difficile de concevoir que de tels enrichissements et hétérogénéités puissent se former sur le corps parent astéroïdal. Ils suggèrent donc fortement la présence d’eau plus ou moins enrichie en deutérium dans le système solaire primitif. Cette eau aurait été accrétée sous forme de glace lors de la formation de l’astéroïde et aurait altéré très localement les silicates environnants, conservant ainsi son hétérogénéité isotopique.
La présence, dans le système solaire primitif, de zones où les grains de glace d’eau ne se sont pas homogénéisés est surprenante. Ceci indique qu’une partie de ces grains, qui pourrait-être d’origine interstellaire, a été conservée intacte jusqu’à leur accrétion. L’incorporation, en proportions variables, de ces grains de glace d’eau riches en deutérium pourrait être
à l’origine les variations de compositions isotopiques observées dans les comètes (Fig. 2), et notamment le fort rapport isotopique en faveur du deutérium mesuré récemment par la sonde Rosetta pour la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko (Altwegg et al., 2014).

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Fig. 2. Compositions isotopiques de l’hydrogène dans le système solaire. Figure modifiée d’après Hartogh et al. (2011). CI représente la valeur de l’eau des chondrites carbonées, les symboles noirs les valeurs mesurées dans les atmosphères des planètes Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Les compositions isotopiques mesurées pour Sémarkona (bleu clair) couvrent toute la gamme de valeurs obtenues jusqu’ici pour la Terre, les météorites et les comètes.

Les résultats de cette étude apportent donc de nouvelles contraintes sur la distribution de l’eau dans le système solaire primitif. Ces contraintes permettront d’affiner les modèles de distribution et d’évolution de la matière dans le système solaire depuis le stade nébulaire (nuage de gaz et de poussière) jusqu’à la formation de la Terre et de ses océans.

 

Références

Altwegg, K., 2014. 67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio 1-6.
doi:10.1126/science.1261952 /

Hartogh, P., Lis, D.C., Bockelée-Morvan, D., de Val-Borro, M., Biver, N., Küppers, M., Emprechtinger, M., Bergin, E. a, Crovisier, J., Rengel, M., Moreno, R., Szutowicz, S., Blake, G., 2011. Ocean-like water in the Jupiter-family comet 103P/Hartley 2. Nature 478, 218–20. doi:10.1038/nature10519

Piani, L., Remusat, L., Robert, F., 2012. Determination of the H isotopic composition of individual components in fine-scale mixtures of organic matter and phyllosilicates with the nanoscale secondary ion mass spectrometry. Anal. Chem. 84, 10199–206. doi:10.1021/ac301099u