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Les météorites

Sidérite de Rancho Gomelia (14 cm). Document CMS.

Les sidérites (III)

Précisons avant de commencer que du point de vue minéralogique, ce que les astronomes appellent "sidérite" est en fait une météorite contenant de la troïlite, FeS, présentant une densité supérieure à 4.7. L'élément fut identifié en 1863 par Haidinger qui rendit hommage à Domenico Troili qui découvrit cet élément dans la météorite d'Albareto tombée près de Modène en 1766.

Les géologues appellent sidérite un minéral terrestre composé de carbonate de fer, FeCO3 et dont la densité peut dépasser 3.9. Discutant dans un contexte astronomique, nous laisserons à la sidérite le sens que les astronomes lui ont toujours attribué.

Cette famille de météorites est peu abondante, moins de 6% de l'échantillonnage, mais à qui sait les reconnaître et les traiter elles offrent au regard une classe qui n'a d'égal que les pallasites.

D'aspect extérieur sombre comme beaucoup de pierres, la sidérite n'offre a priori aucun intérêt. Mais très lourde (masse volumique voisine de 8 g/cm3, trois fois plus dense qu'une roche terrestre ordinaire) et sensible à l'aimantation, un spécialiste la reconnaîtra immédiatement dans un lot de roches amorphes.

La coupe d'une sidérite présente en effet une structure caractéristique qui en fait tout l'intérêt : le motif de "Widmanstätten". Lorsqu'elle est coupée, son coeur mis à jour et sa surface polie puis soit attaquée à l'acide ou chauffée, on découvre que la masse de fer est traversée par des lames de nickel et parfois d'autres métaux. Certaines contiennent un réseau enchevêtré de lignes dont l'orientation dépend du sens de la coupe. On ne retrouve plus les typiques grains cristallisés et juxtaposés des lithoïdes.

Ce réseau entrecroisé reflète la structure des cristaux métalliques qui, le plus souvent, forment une structure octahédrique. La largeur de ces bandes dépend du rapport entre les quantités de fer et de nickel présents dans la météorite. La largeur des bandes d'une octahédrite moyenne varie entre 0.5 et 1.5 mm.

Les sidérites

Sikhote Alin

Gibeon

Willamette

Le motif de "Widmanstätten" est typique des sidérites. Notez les inclusions dans la sidérite IIIAB de Willamette. Cliquer sur les images pour voir les échantillons entiers. Documents NMNH et collection Nyrockman.

D'autres photographies

La seconde étape est l'analyse des composants. Elle nécessite un appareillage plus complexe. Elle se fait d'ordinaire au moyen d'un microscope électronique à balayage, qui reproduit en même temps les spectres d'émission X des atomes détectés.

Une première approche peut s'effectuer par une attaque avec des produits chimiques. 91% des météorites sont composés de fer (à 87%). Ces sidérites contiennent également du nickel (12%), du cobalt (1%) ainsi que des traces de phosphore et de soufre. Elles sont réparties en 13 grandes catégories en fonction de leur teneur en métaux.

Ces sidérites ont été formées dans un lointain passé, dans le noyau d'un astre parent encore en fusion qui a différencié le fer des silicates moins denses et s'est ensuite refroidi. Le fer et le nickel se sont ensuite cristallisés pour donner le motif de "Widmanstätten", un des multiples agencements possible du métal fondu.

Un conseil, si vous devez en acheter faites attention à leur conservation. Constituée de fer, souvent abandonnée à l'air libre dans une vitrine ou sur une étagère, le fer s'oxydera en l'espace de quelques années et votre belle sidérite commencera à rouiller en présence d'humidité. Prenez conseil auprès d'un musée ou d'un laboratoire de chimie afin qu'il vous procure un anti-oxydant avec lequel vous pourrez enduire la partie polie et prévenir ainsi un vieillissement prématuré. A défaut, acheter une bombe de vernis acrylique et couvrez-en la partie polie de l'échantillon.

A consulter : Préparation d'une sidérite

Le niveau d'oxydation des météorites

W0

pas d'oxydation, météorite tombée très récemment (< qlq mois)

W1

oxydation très faible enveloppant les nodules métalliques et de troilites, veines d'oxydes étroites.

W2

oxydation des métaux modérée (environ 20 à 60% sont altérés).

W3

la forme oxydée remplace la majorité des métaux (60 à 95%).

W4

oxydation complète des métaux (>95%) mais aucune altération des silicates.

W5

légère altération des silicates, surtout le long des fissures.

W6

remplacement massif des silicates par l'oxyde et des argiles minérales.

Parmi les phénomènes d'oxydations les plus connus citons l'oxydation du fer en rouille (oxyde hydraté FeO3.H2O), en hématite (Fe2O3) et en magnétite (Fe3O4).

Les lithoïdes

Cette famille regroupe les météorites non ferreuses, c'est la plus importante avec près de 93% de tous les spécimens récoltés. Les lithoïdes regroupent les achondrites dont la croûte est lisse et les chondrites dont les carbonées que l'on reconnaît à leur croûte boursouflée. Mais c'est l'analyse microscopique ou chimique qui est souvent déterminante.

Les lithoïdes contiennent très peu de fer et de nickel (4% maximum dans les urélites). Elles sont beaucoup plus fragiles que les sidérites et peuvent se désagréger au contact du sol. Un éclat dans la météorite permet de distinguer de petites structures de taille millimétriques et généralement de couleur grise, ce sont des nodules de silicates.

Constituée soit de matière différenciée soit totalement retraitée, les lithoïdes sont formées par fusion puis recristallisation dans le coeur ou à la surface d'un astre parent. Il en résulte une structure et une minéralogie distinctes typique d'un processus igneux. 

A. Les achondrites

La famille des achondrites ne représente que 7.1% des chutes météoritiques. Les achondrites contiennent surtout du silicium et des silicates tel l'oxyde de magnésium. On relève également des traces de chlore, de potassium, de scandium, de titane, de vanadium, de manganèse, etc. La présence d'enstatite leur donne une couleur interne blanche.

Les achondrites

Millbillillie, Eucrite, O.Australie

Katsina, Nigeria (SNC)

Camel Donga, Eucrite, O.Australie

D'autres photographies

Les achondrites sont classées en deux familles en fonction de leur teneur en calcium qui peut atteindre 25% :

- Les achondrites riches en calcium (> 5 %) :

- Les howardites : hétérogènes, elles contiennent des brèches rocheuses

- Les eucrites : riches feldspath calcique et pigeonite

- Les angrites : riches en pyroxène calcique titanifère.

- Les achondrites pauvres en calcium (< 3 %) :

- Les diogénites : le calcium pyroxène est moyennement riche en fer

- Les urélites : contenant 4 % de ferro-nickel, elles peuvent également contenir des diamants

- Les aubrites : sans calcium.

Il existe d'autres sous-familles mais elles sont très rares (Acapulcoites, etc).

B. Les chondrites

Elles représentent la majorité (85.7%) des chutes météoritiques. La datation isotopique donne aux chondrites un âge de 4.55 à 4.60 milliards d'années. C'est l'âge approximatif du système solaire. Elles sont donc les rares représentantes virginales de la matière première qui façonna le système solaire bien que dans de nombreux cas leurs propriétés natales aient été altérées par la chaleur ou le froid ainsi que nous le verrons. Leur étude se révèle donc particulièrement intéressante pour déterminer la composition primitive du système solaire.

Les chondrites ordinaires

Allan Hills, Antarctique

Roe City, H5

Ce type de météorite se compose de 15 à 75% de chondres (du latin "chondros" qui signifie grain de sable) sorte de petites inclusions claires composées d'olivine et de pyroxène dans différentes proportions et structures.

 Par leurs propriétés et leur structure granuleuse particulière, les chondrites nous donnent un indice précis quant à leurs origines. Les chercheurs les ont divisées en plusieurs familles :

- Les ordinaires

- Les enstatites

- Les carbonées

- Les kakangary

- Les rumurutiites.

Les chondrites ordinaires, les plus communes, contiennent à la fois des éléments volatils (gaz) et des éléments oxydés (fer, magnésium, etc) qui ont subit une cristallisation rapide, parfois sous forme liquide. Leur forme sphérique suggère également une gravité très faible voire absente. Ces processus font penser qu'elles ont séjourné à l'intérieur de la Ceinture des astéroïdes et ont évolué dans un environnement à l'écart des planètes, loin des contraintes gravitationnelles. 

Groupes des chondrites ordinaires

H

L

LL

EH

EL

: Riche en fer

: Pauvre en fer

: Très pauvre en fer

: Enstatites riche en fer

: Enstatites pauvre en fer

Les chondrites enstatites présentent abondamment d'éléments réfractaires, signes de hautes températures. Elles ont été complètement réduites. Elles proviendraient donc de la région interne du système solaire.

Quant aux chondrites carbonées, elles présentent le plus d'éléments volatils et sont également les roches les plus oxydées. Elles auraient été formées à plus grandes distances du Soleil.

Chaque catégorie de chondrite est ensuite subdivisée en sous-groupes pour distinguer certaines structures typiques de leur évolution.

Les chondres contiennent des éléments bien structurés que l'on a regroupé en 6 textures :

La composition des chondres

Texture

Abréviation

Caractéristiques

Olivine barrée

BO

Du sulfite métallique entoure les cristaux d'olivine qui sont agencés sous forme de segments ou de lattes, parallèlement les uns aux autres ou de façon radiale.

Pyroxène radiale

RP

Barres radiales de 1-10 microns constituées de pyroxène pauvre en calcium, quelquefois séparées par des silicates (verre).

Porphyritique

PO, PP, POP

La plus commune (80% des chondres), constituée d'une large proportion d'olivine et de pyroxène. Le pyroxène peut être allié à l'augite sous forme de lamelles ou recouvert d'une couche extérieur d'augite. L'olivine peut être enchâssée dans les cristaux de pyroxène.

Cryptocristalline

C

Structure vitrifiée suite au refroidissement rapide du magma, visible uniquement en diffraction aux rayons-x. Assez rare, la chondre est riche en soude, aluminium et silicates.

Métallique

M

Classe rare (1%) constituée de chondres isolées entourées de métaux opaques et de sulfites qui se concentrent dans les zones extérieures.

Granulaire ou lithique

GP, GOP

Inclusions de breccia (des fragments formés par impacts) d'olivine et de pyroxène de forme irrégulière. Elles ne sont peut-être pas de véritables chondres.

Les chondrites carbonées se subdivisent en trois grandes catégories en fonction de leur teneur en matière organique :

- Le type C1, contient des sulfates, de la magnétite de fer, du nickel et des silicates sous forme hydratée amorphe. Leur structure granuleuse prouve que la matière s’est agglomérée à basse température, inférieure à 500°C. Ces météorites contiennent jusqu'à 6% de composés organiques (carbone);

- le type C2, renferme du soufre et du fer sous forme hydratée. Ces météorites contiennent des chondres, petites inclusions d’environ 1 cm de diamètre. Elles contiennent 2.5% de carbone. 

- le type C3, est moins hydraté que les chondrites de type C2 et contiennent beaucoup moins de carbone (0.5%).

Enfin les chondrites carbonées sont divisées en divers groupes pétrographiques en fonction de leur teneur en chondres, éléments organiques et métaux :

- C: 

Composition similaire aux comètes, elles sont rarissimes

- CI: 

Absence de chondres, de 3 à 5% de carbone, 20% d'eau, des silicates hydratés, de la magnétite, des sulfures, des acides aminés, des composés organiques. Densité de 2.5 à 2.9. Ex.  Ivuna (Tanzanie, 1938)

- CM:

Présence de mini-chondres, moins de 2% de carbone, 13% d'eau, des débris d'olivine et de pyroxène. Elles peuvent contenir des diamants microscopiques. Densité de 3.4 à 3.8. Ex. Mighei (Ukkraine, 1889), Diepenveen (Pays-Bas 1873). Très rares (< 1% des météorites).

- CR:

Agglomérats de chondres primitifs liés à du carbone, présence d'eau. Ex. Renazzo (Italie, 1824)

- CO:

Mini-chondres, 0.2 à 1% de carbone, moins de 1% d'eau. Densité de 3.4 à 3.8. Ex. Ormans (France, 1868)

- CV:

Présence de gros chondres. Elles peuvent contenir des éléments pré-solaires. ex. Vigarano (Italie, 1910)

- CK:

Présence de gros chondres, de silicates, de beaucoup d'oxygène, absence de métal. Ex. Karroonda (Australie, 1930)

- CH: 

Présence de micro-chondres, riche en métal, pauvre en éléments volatils, mélange d efer pur et de carbone (très rare).

Les chondrites carbonées

A gauche, coupe de la météorite d'Allende (CV3). Notez les nombreuses chondres (alvéoles). Au centre, coupe d'une chondrite carbonée tombée dans le Sahara. Notez les inclusions de Calcium-Aluminium (à gauche, les deux grandes zones les plus blanches). A droite, photographie prise au microscope électronique de la météorite de Diepenveen (CM), tombée en 1873 mais qui fut seulement retrouvée et identifiée en 2012.

D'autres photographies

Les chondrites de types C1 et C2 renferment donc du carbone dont les molécules organiques sont quelquefois solubles dans les solvants organiques ou inorganiques. Des controverses passionnées ont été soulevées par les biochimistes H.Urey, G.Claus, B.Nagy et consorts à propos de soi-disant traces de microfossiles découvertes dans la météorite d’Orgueil, d’Ivuna et plusieurs autres chondrites carbonées.

Ils avaient en effet découvert des sortes de microfossiles sphériques qui n’existaient pas dans les autres types de météorites qui rappelaient la structure compartimentée des cellules ou certaines algues. Mais jusqu’à aujourd’hui les expertises semblent indiquer que les composants insolubles ne contiennent aucune trace d’organismes, morts ou fossiles. Les rares chondrites carbonées pétillantes de vie que l’on a trouvé ne contiennent en réalité que du gaz carbonique dissout[5]...

Les chutes de météorites carbonées

Météorite

Lieu de la chute

Type

Date

Masse

Orgueil

France

C1

14-05-1864

10 kg

Nagoya

Argentine

C2

03-06-1879

5 kg

Mokoia

Nouvelle-Zélande

C2

26-11-1908

45 kg

Ivuna

Tanzanie

C2

16-12-1938

0.7 kg

Murray

Etats-Unis

C2

20-09-1950

7 kg

Allende

Mexique

C3

07-02-1969

+1000 kg

Murchison

Australie

C2

28-09-1969

225 kg

Une tentative d’explication se dégage aujourd’hui grâce à l’analyse spectrale qui révèle que les chondrites carbonées présentent un spectre infrarouge similaire aux composés aromatiques, telles que la suie ou la cellulose[6]. Il semblerait que ces météorites se soient “charbonisées” en subissant une métamorphose identique à celle du bois de charbon.

Enfin, Roy S.Lewis et ses collaborateurs de l’Institut américain Enrico Fermi ont démontré que la plupart des chondrites contenaient un peu de poussière de diamant dans une proportion allant jusqu’à 780 ppm (Murchison). Cet élément s’est formé à l’extérieur du système solaire, dans une phase métastable lors de la condensation stellaire.

Les chondrites de type C2 contiennent également de petits noyaux de la taille du micron formés de grains de quelques dizaines de nanomètres de diamètre. Elles présentent également une teneur anormale du rapport des isotopes du néon Ne-20/Ne-22 par rapport à la constitution moyenne du système solaire. Ces découvertes indiqueraient que ces météorites ce sont vraisemblablement formées lors d’une phase gazeuse en-dehors du système solaire, sous les rayonnements des novae et des supernovae, il y a plus de 4.5 milliards d’années.

Dernier chapitre

Les météorites métamorphiques et les tectites

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[5] K.Ziemelis, Nature, 1994, p616.

[6] Consulter l'article L’arôme de la cosmochimie dans le dossier sur la bioastronomie.


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