Les Achondrites

Le mot achondrite vient du grec ancien chondros = sphérule, que l’on retrouve dans le terme chondrite, et du suffixe privatif « a ». Littéralement « météorites sans chondres », la classe des achondrites est un assemblage hétéroclite de roches pétrologiquement très différentes, dont les conditions, les époques, et les mécanismes de formation sont très variables. On considère pourtant toutes les achondrites comme dérivant de matériaux chondritiques primitifs ayant evolués par méthamorphisme à divers moments dans l’histoire du Système Solaire. Pour se repérer dans la jungle de la vingtaine de variétés d’achondrites, des sous-classes générales ont été constituées. 

Les HEDO

Les achondrites HEDO (Howardites, Eucrites, Diogènites, diogènites à Olivine) sont des achondrites différenciées où les silicates ne cœxistent plus avec le ferronickel (ou en quantité négligeable). Elles proviennent en effet de la ségrégation quasi-totale de  ces matériaux primitifs dans un même corps parent, considéré comme très massif. Cette séparation a conduit ce corps originel vers une structure très nette, avec un cœur métallique de forte densité (environ 8Kg/L) et une croûte formée de roches magmatiques plus légéres (environ 3Kg/L), foyer de production  des HEDO.

L’astéroïde qui est la source commune de cette sous-classe a été identifié : il s’agit de l’astéroïde Vesta-4, observé pour la première fois en 1807 par l’astronome Heinrich Ölbers. Apprenant l’existence de ce corps céleste, et en découvrant quelques autres entre Mars et Jupiter (Cérès, Junon, Pallas), son contemporain Giuseppe Piazzi conclu qu’ils étaient tous issus de la fragmentation d’une ancienne planète peu massive, qui aurait due normalement se situer à cette place en accord avec la loi mathémathique, empirique, dite « loi de Titus-Bode ». Il conclu aussi que des fragments de cette planète pouvait occasionellement, à la suite de leur déstabilisation sur leur orbite regulière par un choc ou une perturbation gravitationelle, atteindre la Terre, expliquant ainsi l’origine des météorites. La suite  montra que ces astéroïdes étaient en fait les "briques primitives" d'une planète qui n'a jamais pu se former du fait des forces de marées induites par Jupiter, cependant ces fragments non agglomérés constituent ce que l’on nomme aujourd’hui la ceinture d’astéroïdes, qui est bel et bien un réservoir météoritique important.

 
L'astéroïde Vesta-4 (vues originale, corrigée et topographie) par le télescope Hubble, 1997

Les achondrites planétaires (martiennes/SNCO et lunaires)

Les achondrites planétaires sont des achondrites différenciées. Leurs origines spécifiques, la Lune et Mars,  ont fait d'elles les météorites les plus populaires chez les  collectionneurs, ainsi qu'auprès du grand public. Arrachées de leur corps d’origine par un impact très violent, nous avons eu la chance qu’e ceratines de ces roches croisent un jour l’orbite de notre planète.

Les météorites martiennes sont aussi nommées SNC, d’après trois chutes restées célèbres, Shergotty (Inde, 1865), Nakhla (Egypte, 1911) et Chassigny (France, 1815), représentant chacune une variété particulière de roche martienne. Il y a peu, un quatrième type, dénommé O, a été ajouté (pour Orthopyroxènites, correspondant à un type de roche très riche en minéral de type orthopyroxène, d'où sont nom) mais n’est représenté que par un unique spécimen trouvé en Antarctique (ALH 84001, actuellement dans les collections de la NASA).

Fragment de la meteorite de la chassignite Chassigny, et ALH 84001 telle que decouverte

L’origine, maintenant certaine, de toutes ces roches n’a pendant très longtemps été qu'une simple supposition, car aucune preuve directe ne permettait de faire le lien avec la planète rouge. Il a fallut attendre les missions Viking en 1976 pour que l’on puisse comparer une mesure in situ de la composition atmosphérique martienne, avec les gaz emprisonnés dans des vaccuoles des roches de ces météorites (plus precisement EETA79001) et conclure de manière assez certaine quant à leur provenance. Plus tard d’autres indices géochimiques (rapports élementaires Mn/Fe, contenus en terres rares,  rapports isotopiques…) sont venu renforcer les conclusions tirées grace à cette première série de données. Plus récemment, une météorite trouvée dans la Sahara, NWA 1068, a même été adoptée comme référence minéralogique, pour le sol étudié sur Mars par la sonde Mars Pathfinder!

Corrélation atmosphère martienne vs gaz emprisonnés dans EETA 79001, et un cratère élliptique, source possible de certaines shergottites, entre les volacns martiens Uranium et Ceranuim Tholus

Les météorites lunaires

La classe des météorites lunaires est plus récente, dans sa date de création, que celle des météorites martiennes. Malgré le retour de nombreux échantillons de roches lunaires des missions Apollo dès 1969, aucun spécimen météoritique préalablement découvert n’y ressemblait. Ce n’est qu’en 1982 qu’une nouvelle météorite, d’origine antarctique, fut déclarée première météorite d'origine lunaire. Quelques roches de même provenance géographique suivirent, mais c’est en fouillant dans un lot d’une célèbre eucrite australienne tombée en 1960 qu’un particulier découvrit pour la première fois une météorite lunaire non-antarctique (Calcalong Creek, 19g seulement !). D’autres trouvailles suivirent, notament en Afrique sahariene et  au moyen-orient, qui permirent de déterminer et d’affiner la classification des météorites lunaire. On dénombre trois groupes principaux de météorites lunaires, mais toute  nouvelle découverte apporte son lot de surprise tant la geologie lunaire est complexe. Nous en apprenant chaque fois un peu plus sur notre plus proche voisine.

ALH 81005, la première météorite lunaire reconnue (brèche anorthositique, mélange de frangments d'anorthose, en blanc, dans une matrice de régolithe, en noir)

Il est intéressant de noter que l’on possède plus d’échantillons de météorites martiennes que de météorites lunaires, malgré le fait que la distance Terre-Mars varie entre 56 et 399 millions de kilomètres, alors que la distance Terre-Lune varie entre 0,384 et 0,404 millions de kilomètres kilomètres « seulement » !!! Sans le savoir, Henri Poincaré a apporté mathémathiquement la solution à ce paradoxe (bien avant qu’il ne soit posé en ces terme exact d'ailleur), en résolvant le problème dit « problème des trois corps restreint de Hill », lors d’un concours sur la qustion de la stabilité du Système Solaire, lancé par le mécène des Sciences qu’était le Roi Oscar de Suède. 

Si on considère deux corps massifs orbitant l’un autour de l’autre (comme le couple Terre-Lune), un corps de masse négligeable part rapport à ceux-ci (comme une météorite potentielle) aura plutôt tendance à suivre une orbite chaotique et à être finalement éjecté du système, plutôt que de s’écraser sur un des deux corps massifs ! Un corps arrivant à grande vitesse d’un point éloigné (comme Mars) aurait lui beaucoup plus de chance de percuter un des deux corps massifs. Un problème classique de la théorie du Chaos déterministe, mais qui explique ici beaucoup de chose. 

Les achondrites primitives sont des roches assez étranges dont l’âge de formation n’est guère moins grand que celui des chondrites, ou du Système Solaire lui même. Les variétés de primitives ont toutes en commun d’être les achondrites les plus proches des roches chondritiques. Bien qu’ayant subit un métamorphisme, celui-ci est resté relativement modéré et étalé sur une courte période de temps. On considère qu’il a plus résulté  de la chaleur dégagée par des radio-isotopes à courte durée de vie (Al²⁶ par exemple) créer durant la nucléosynthèse primordiale, qu’a l’influance gravifique qui a conduit aux autres classes d’achondrites et aux sidérites, plus récentes.

La minéralogie des achondrites primitives a été affectée à des degrés divers, mais toujours assez faiblement. Cela se remarque nettement dans  la classes des acapulcoïtes, ou la roche possèdent encore parfois des reliques de chondres et des veines de métal dans leur matrice finement (et donc rapidement) recristallisée. Ce sont les mêmes mécanismes partiellement aboutit que l’on retrouve dans certaines winonaïtes, comme NWA1058/1463 qui selon certains devrait plutôt être nommé première chondrite W5 du fait de chondres de pétrologie 5 présent dans sa matrice recristallisée. Encore une fois, la ségrégation fer/silicate n’a été que partielle.

ALH 77081, une achondrite primitive non-differenciee de type acapulcoite

Dans cette optique les météorites de la classe d’achondrite primitive nommée ureilite pose problème, car leur matrice contient des nano-diamants, un minéral notoirement issue d’un métamorphisme fort, alors que par definition les primitives n’y ont pas été soumis. Les ureilites semblent en fait dériver des chondrites carbonées, ayant hérité du carbone présent à l’origine dans la matrice de celles-ci (CI, CM, CV, …). Ce serait un métamorphisme de choc, contingent, qui serait à l’origine de la présence du diamant et autres isomorphes du carbone dans ces météorites, et non un métamorphisme lié à la structure de l'astéroïde…

Les achondrites primitives differenciées, ou "asteroidales"

Il existe aussi deux types d’achondrites différenciées très particulières, aussi anciennes que les primitives, et pourtant assez différentes. Il s’agit des angrites et aubrites, provenant de plusieurs corps distinct, et qui, malgré des mécanismes de formation semblables aux HED, présentent des particularité peu commune dans le monde des météorites. En additionnant le nombre de spécimens de ces deux classes, on n’arrive tout juste à 25 membres sur presque 34 000 météorites classifiées (contre une cinquantaine de météorite martiennes et une cinqunataine de météorite lunaires) !

Vue en lumière polarisée d'une lame mince de l'angrite SAH 99555, montrant la structure de roche ignée

Les achondrites non-groupées

Les  achondrites non-groupées rassemblent, comme on peut s’en douter, toutes les achondrites qui n’ont pu être affiliées aux classes principales d’achondrites. On les sépare selon leur caractère (primitives, differenciees/asteroidales…) dans plusieures sous-catégories rapprochées de tel ou tel groupe connu.

Elle ne sont représentées que part quelques membres, mais la tendance actuelle est à l’augmentation rapide : cela s’explique par les découvertes de nombreux spécimens provenant des déserts de notre planète, mais aussi par l’affinage récent et perpetuel des méthodes d’analyses et des caractéristiques de classifications.

Une nouvelle classe transitoire entre chondrite et achondrite appelée « metachondrite », est toutefois proposée par quelques classificateurs pour désengorger celle des non-groupées, particulierement pour les primitives. En effet de nombreux spécimens « non-groupées » découverts récemment ne le sont que vis-à-vis des achondrites déjà existantes et montrent des affinités chimiques (et parfois plus) avec certaines classes de chondrites dont elle ne seraient que des versions extrêmement métamorphisées. Des météorites qui auraient pu au départ être tout à fait considérées dans la classe des achondrites non-groupées, comme NWA 2898 ou NWA 1839 par exemple, ont finalement été validées comme étant respectivement H7, proche des chondite H, et CV7, proche des chondrites CV. Cas identique, Dhofar 1275 une des trois seules L7 hors Antarctique.