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Les Chondrites


Il y a environ 4.57 milliards d’années, dans un des bras d’une galaxie spirale que nous appelons aujourd’hui « Voie Lactée », un gigantesque nuage de gaz et de poussières issue de l’agonie de quelques astres géants depuis longtemps éteints, rencontre une géante rouge en fin de vie. Ayant brûlée tout son carburant nucléaire, cette dernière explose violemment en éjectant 0.02 masse solaire (soit 6000 masses terrestres) de poussières, déstabilisant ainsi le nuage de matière à proximité. Cet apport considérable d’énergie et de matière induit des perturbations qui vont conduire à la condensation du nuage en corps plus ou moins massifs, les futures planètes, astéroïdes et comète de notre système solaire.

Évolution de la supenovae V838 observee durant 7 mois (image finale environ 1,5 fois la taille du systeme solaire), et nebuleuse d'Orion, une pepiniere de nouveaux systeme planetarire

Les chondrites sont les agrégats les plus primitifs des éléments condensés à partir de cette nébuleuse. En laboratoire, il a été possible de reconstituer la chaîne de condensation minérale , depuis les hautes températures régnant durant la genèse de notre Système Solaire, jusqu'à la température actuelle de l’espace interplanétaire (- 270 °C environ). Les minéraux ainsi synthétisé montrent une concordance qualitative et quantitative avec les minéraux trouvés dans les chondrites les moins alter é e depuis leur formation (de type 3.0 à 3.2). Ces différentes espèces minérales se combinent à l’intérieure des roches chondritique en quatre structures principales, communes à toutes les variétés :

  • Les chondres, du grec chondros = sphérules, sont des petites boules de silicates dont la taille varie de 0.02mm à 15mm. La forme sphérique est la forme par défaut des structures formées en apesanteur, comme on peut le remarquer pour les étoiles, ou les liquides que l’on voit ingurgiter par les astronautes de l’ISS par exemple. De ce fait, les chondres sont typiques d’une météorite et ne peuvent se trouver dans aucune roche terrestre. Il en existe plusieurs types, selon la nature minérale, la structure de cristallisation et leur composition (PO, PP, POP, …). Cela aide les scientifiques à déterminer la classification de chaque chondrite d écouverte, et permet l’avancement de recherches plus fondamentales sur l’origine du Système Solaire. La proportion volumique de chondres dans une chondrite varie de 1 à 80%.
Type de chondres : BO="Barred Olivine" / C ou GL="Cryptocristalline" ou "Glassy" / GOP="Granular Olivine Pyroxene" / RP="Radial Pyroxene" / PP="Porphyritic Pyroxene" / PO="Porphyritic Olivine" / POP="Porphyritic Olivine Pyroxene"
  • On trouve aussi dans les chondrites des paillettes de métaux à l’état natif. Il s’agit généralement d’un mélange de fer/nickel (respectivement 95% et 5%) appelé kamacite, qui peut occasionnellement être enrichi en nickel. Dans certaines météorites de types pourtant très différents, on a aussi découvert des paillettes de cuivre ou de silicium natif inclues dans le ferronickel. Il est à noté que la composition de cet alliage ferrométallique est très souvent rapprochée de la composition du noyau de notre planète, d’ailleurs souvent appelé pour cette raison « Nifé ». La teneur en ferronickel des chondrites dépend beaucoup des conditions d’oxydation r égant au moment de la formation de ces roches, et donc de la zone de formation dans le Système Solaire primitif (conditions r é ductrices pres du Soleil, conditions oxydantes loin du Soleil). La proportion volumique varie de 0 à 20% dans les chondrites.
  • Une matrice microcristalline engobe les deux précédents éléments. Sa composition varie énormément selon les mêmes facteurs qui expliquent les teneures diff érentes en métaux natifs dans les chondrites (conditions d'oxydo-r é duction). Elle peut être très riche ou au contraire totalement dépourvue d'oxydes métalliques, composée totalement par des pyroxènes ou bien par des éléments carbonés (dont parfois des nano-diamants). Vous découvrirez pour chaque classe de chondrite un comportement très différent en ce qui concerne cette matrice. Sa proportion volumique varie de 2% à plus de 99%.
  • Le dernier groupe d’éléments que l’on peut découvrir dans les chondrites est celui des inclusions réfractaires, formées lorsque la nébuleuse primitive était extrêmement jeune et chaude. Claude Allègre a contribué dans les années 1980 au développement de techniques de mesure de l’âge de ces inclusions riches en calcium et aluminium (appelées pour cette raison « CAl’s »), qui ont permis les dater comme étant les plus vielles formations solides des chondrites, et donc de notre Système Solaire (méthode Pb-Pb). Leur proportion volumique varie de 0% à 13%, avec un maximum dans les chondrites dont la matrice est riche en carbone.

Toutes les chondrites, même si issues d’assemblages fort différents, suivent une même classification pétrologique principale, dont les premières bases datent de Van Schmus et Wood (1967). Cette « classification pétrologique » s'appuie sur le degré et la nature de l'altération affectant les chondres. On dénombre six catégories différentes d’altération. Le type 3 correspond aux matériaux originels non altérés, les type 2 et 1 à des degrés croissants d'altération aqueuse et enfin les types de 4, 5 et 6 à des degrés croissants d'altération résultant d'un métamorphisme thermique (transformation du fait de la pression et de la chaleur). Récemment, certains chercheurs on ajouter un type 7, à la limite entre chondrite et achondrite (des termes tel PAC, de l’anglais “Primitive Achondrite”, ou metachondrite apparaissent pour cette classe encore mal définie). Cette s équence se traduit visuellement et chimiquement ainsi :

Type 1 : absence quasi-totale de chondre, composition inhomog ène

Type 2 : chondres nets et facilement discernables les uns des autres, composition inhomog ène

Type 3 : chondres très nets et parfaitement séparés, non altérés, composition inhomog ène

Type 4 : chondres assez bien individualisés, composition homog ène

Type 5 : chondres encore discernables quoique avec difficulté, composition homog ène

Type 6 : chondres mal définis, composition homog ène

Type 7 : recristallisation et equilibration chimiques des mineraux quasi totale, présence éventuelle de reliquats de chondres, composition homog ène

Comparaison des differentes petrologies de chondres pour les chondrite LL : Type 3, 4, 5, 6 et 7
Conditions de l'altération des chondres pour différents type de chondrites

Ce nombre est rajouté à la classification représentative de la classe de la chondrite. Par exemple une météorite à enstatite pauvre en métal de type pétrologique 5 sera noté EL5, une chondrite carbonee du genre bencubbinite de type petrologique 3 sera note CB3 etc etc…

- Lorsqu'une météorite présente deux types pétrologiques différents, on sépare les deux nombres correspondants par « / » (par exemple pour une chondrite de H pr é sentant les type p étrologique 3 ET 5, on note H3/5).

- Lorsqu'une météorite présente des types pétrologiques différents ainsi que tout ceux qui leurs sont intermédiaires, on sépare les deux types extrêmes par le symbole “ - ”. Par exemple, pour une chondrite L présentant les types 3 A 6, on note L3-6.

- Le type pétrologique 3 est subdivisé en 10 sous-catégories selon le degré de métamorphisme subit, notées 3.0 à 3.9. Depuis 2005 et les travaux de Jeff Grossman concernant les effet du metamorphisme faible sur la diffusion du trioxyde de dichrome (Cr2O3) dans les pyroxènes, on peut encore subdiviser les type 3.0 à 3.2 en 3.0, 3.05, 3.10, 3.15, 3.20, ce qui permet la recherche plus cibl ée des échantillons les plus primitifs et représentatifs de la nébuleuse solaire primitive.

Il est à remarquer que cette notation, bien qu'officialisée par la Meteoritical Society, n'est pas toujours respectée à la lettre.

Sous-type pétrologique, en fonction du conternu et de l'inhomogenéitée  en Cr2O3