Visite du PTOC à l’université de Kyushu

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.

 

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.