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Mise à jour 15 Mars 2017

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CONFÉRENCE MENSUELLE DE LA SAF
 «CHRONOLOGIE DE LA FORMATION DU SYSTÈME SOLAIRE»

Par Marc CHAUSSIDON

Directeur de l’IPGP (Institut de Physique du Globe de Paris)

À l’AgroParisTech 16 rue C Bernard Paris 5.

Le Mercredi 8 Mars 2017 à 19H00  Amphi Tisserand

 

Photos : JPM pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos et des animations.

Le conférencier a eu la gentillesse de nous donner sa présentation, elle est disponible sur ma liaison ftp et se nomme :

SAF-Chaussidon-Mars2017.pptx, qui se trouve dans le dossier CONF-MENSUELLES-SAF/ saison 2016-2017. . 

Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.

 

Cette conférence a été filmée en vidéo (grâce à UNICNAM et IDF TV) et est accessible sur Internet

On la trouve à cette adresse   disponible dans quelques jours

 

 

 

Marc Chaussidon est géologue/cosmochimiste de formation ; il est Directeur de l’IPGP  (Institut de Physique du Globe de Paris). Il a obtenu en 2002 la médaille d'argent du CNRS.

 

Résumé de son intervention : Les derniers progrès concernant l’étude des concentrations des isotopes radioactifs à courte période dans les composants des météorites primitives permettent de reconstruire une chronologie de la formation des premiers solides et des premières planètes dans le système solaire.

 

De nombreuses questions se posent à propos de notre système solaire :

        Dans quel environnement astrophysique est né le système solaire?

        Quels sont les processus responsables de la formation des premiers solides?

        À quelle vitesse se sont déroulés ces processus?

La réponse est contenue dans les météorites primitives comme les chondrites carbonées.

 

 

 

 

 

Pour comprendre la formation de notre système solaire, nous avons à notre disposition plusieurs sources d’information :

·         Les fossiles de la formation que sont les météorites chondrites carbonées, et

·         L’observation de la formation des jeunes étoiles.

 

Ces deux informations sont elles cohérentes entre elles ?

Donnent elles les mêmes résultats au point de vue chronologie, c’est ce que nous allons voir ce soir.

 

 

Voici quelques exemples de classes de formation de disques protoplanétaires :

 

On a représenté la variation d’énergie spectrale de ces différentes classes.

En jaune le rayonnement de corps noir de l’étoile.

En rouge rayonnement des poussières (IR)

 

Classe 0 : Proto étoile jeune, formation du disque

 

Classe I : Proto étoile évoluée : le disque de poussières commence à apparaitre (Excès de rayonnement de poussières mesuré dans l’IR).

 

Classe II : Etoile T-Tauri classique : le disque protoplanétaire se forme.

 

Classe III : Etoile T-Tauri à raies faibles : les débris restant créent des planètes.

 

Illustration : André et al 2002.

Classement : d’après Montmerle et André

(note : étoile T-Tauri : (l'étoile perd d'énormes quantités de gaz sous forme de vents stellaires et peut ainsi éjecter une bonne partie de sa masse, c'est assez fréquent dans la formation des étoiles)

 

 

 

 

 

 

 

 

On voit ici l’évolution de la proto étoile à partir du nuage originel.

 

En vertical, la puissance lumineuse et en horizontal, la température de surface de l’étoile.

 

La luminosité augmente au début, due à l’action de l’accrétion gravitationnelle, puis elle diminue, le cœur de l’étoile devenant convectif. L’effondrement s’arrête, et l’étoile devient une étoile pré-séquence principale, avant de la rejoindre (droite bleue)

 

Les étoiles jeunes rayonnent très intensément dans l’X.

 

 

 

 

 

 

 

 

Luminosité en fonction de la température de jeunes étoiles.

 

La couleur est une indication de la classe de l’étoile :

rouge : classe 0 proto étoile ; ensuite des étoiles pré séquence principale : vert : classe I ; bleu : classe II ; violet : classe III.

 

 

De ce genre d’étude, on en déduit la durée de chaque séquence d’évolution de la jeune étoile en formation.

 

 

 

 

 

On voit sur cette diapo, le lien entre le type d’étoile en formation (sa classe) et la durée de sa phase en millions d’années.

 

Par exemple le stade d’effondrement (C0) dure 0,1 Ma.

Etc..

 

Ces chiffres sont robustes et correspondent à des observations.

 

On en déduit qu’il y a peu de temps pour fabriquer les planètes car la poussière a disparu au bout d’approx. 5 Ma !

 

 

 

 

 

 

 

La séquence de formation des planètes est comme suit :

 

Poussières et gaz  à  planétésimaux   à  planètes

 

Vue schématique de la nébuleuse solaire au moment de l’accrétion. Les planètes ne sont pas encore formées, la matière chauffée près du soleil (à 1600K) circule vers l’extérieur, vers les régions froides.

[Diagram d’après Nuth et al., p. 678.]

 

Les météorites primitives (Chondrites carbonées) sont celles qui se rapprochent le plus des planétésimaux d’origine, d’où leur intérêt pour étudier cette période du système solaire.

 

 

 

 

 

 

Ces chondrites contiennent des chondres, petites billes (inférieure au mm généralement) de silicates, elles sont créées lors de la condensation de la nébuleuse. Elles ont subi peu de transformation, car elles n’ont pas été refondues par le Soleil et gardent ainsi leur composition d’origine.

 

Près du Soleil, seuls des composés, dits, réfractaires peuvent se former, ils possèdent une température de condensation supérieure à 1400K approx. Ce sont eux qui vont être la base des CAI, que l’on va évaluer comme les éléments les plus vieux du système solaire. En effet, certaines chondrites contiennent ces inclusions riches en Ca et Al réfractaires, ce sont des éléments que l’on appelle CAI pour « Calcium-Aluminium rich inclusions ».

 

Les CAI sont les objets les plus vieux du système solaire.

C’est leur datation qui permet de dater précisément le système solaire à 4,567Ga.

Ils proviennent de la cristallisation d'un liquide magmatique dans le gaz de la nébuleuse.

Les chondres se sont formés quelques millions d’années plus tard,  à plus basse température, puis les chondrites elles-mêmes par accrétion des précédents.

 

Lorsque l’on s’éloigne du Soleil, la température décroit, et les silicates peuvent se former ; plus loin de notre étoile, les éléments appelés volatils apparaîtront.

 

L’étude de ces chondrites primitives se révèle fondamentale pour accéder aux différentes étapes du début de la formation de notre système solaire.

 

Et parmi ces types de chondrites, une des plus célèbres est la chondrite d’Allende (petit village du Mexique, météorite trouvée en 1969).

On remarque en blanc les inclusions CAI ; les petites billes des chondrules (ou chondres), le reste est la matrice.

Les CAI représentent 15% de la masse de cette météorite.

 

La composition chimique de cette météorite est exactement la même que celle du Soleil.

 

Une autre belle chondrite ; les raies noires sont…du verre, signifiant que le refroidissement a eu lieu à très grande vitesse.

 

 

 

 

De nombreuses questions se posent à ce stade :

·         Quand et à quelle vitesse les composants des chondrites (chondres et CAI) se sont formés ?

·         Quand la chondrite elle-même (la matrice) s’est formée ?

·         Est un sédiment de la première génération fabriquée à partir de la poussière directement prise de la nébuleuse, ou de la seconde génération fait de fragments de planétésimaux existants ?

·         Quand les premières planètes se sont formées ?

·         Comment des époques et âges sont ils cohérents avec ce que l’on observe sur les jeunes étoiles du même type que notre Soleil ?

 

 

COMMENT Y ARRIVER?

 

C’est là tout l’intérêt de la chronologie radiométrique, qui va nous permettre de dater finement tous les épisodes d’accrétion.

 

La datation radiométrique. (NdlR)

Principe : un élément radioactif (père) se désintègre au cours du temps pour aboutir à un élément stable (fils). En mesurant la valeur du rapport isotopique entre père et fils, on pourra estimer directement le temps écoulé depuis la formation du père. Bien évidemment, la période de désintégration radioactive doit être adaptée au temps que l’on cherche à déterminer. Quelques exemples (tableau ENS Lyon)

 

Noyau père

Noyau fils

Constante radioactivelambda.jpg

Demi-vie t1/2

14C

14N

1,209.10-4 a-1

5 730 a

40K

40Ar

5,81.10-11 a-1

11,9 Ga

40K

40Ca

4,962.10-10 a-1

1,40 Ga

87Rb

87Sr

1,42.10-11 a-1

48,8 Ga

138La

 138Ce

2,67.10-12 a-1 

259,6 Ga

147Sm

143Nd

6,54.10-12 a-1 

106 Ga

176Lu

176Hf

1,94.10-11 a-1 

 35,7 Ga

187Re

187Os

1,64.10-11 a-1

42,3 Ga

232Th

208Pb

4,9475.10-11 a-1

14,0 Ga

235U

207Pb

9,8485.10-10 a-1

0,704 Ga

238U

208Pb

1,55125.10-10 a-1

4,47 Ga

 

La décroissance radioactive :

 

 

Au bout du temps T (période radioactive) la moitié des éléments radioactifs ont disparu.

Une fois l’élément à dater piégé dans l’échantillon, on peut mesurer la radioactivité résiduelle.

 

Le rapport père/fils est une mesure du temps écoulé depuis ce piégeage.

 

Le C14 permet de dater des évènements de plusieurs dizaines de milliers d’années,  pour dater des météorites qui ont l’âge du système solaire il faut des chronomètres plus longs comme les méthodes K/Ca ou Rb/Sr par exemple.

 

 

 

 

 

 

 

 

Mais un autre moyen de dater ces chondrites est la méthode radioactive basée sur les radioactivités dites éteintes, notamment sur l'Al26. Cette méthode permet des mesures plus fines et plus adaptées aux séquences à étudier.

Notre système solaire s'étant crée il y a quelques 4,5 milliards d'années, il nous faut une "horloge" radioactive dont la période radioactive (temps au bout duquel 50% de la matière s'est transformée) soit de l'ordre du million d'années. (Méthode de la radioactivité éteinte)

 

L'isotope 26 de l'Aluminium paraît être un bon chronomètre, sa période est de 0,73 millions d'années, il se désintègre en Mg26, isotope stable du Magnésium.

Demi-vie de Mg26 : 730.000 ans, donc on est sûr qu’il n’en reste plus à notre époque.

 

 

 

La mesure actuelle du Mg26 par rapport au Mg27 donne une mesure du temps écoulé.

Dans ces chondres, il y a des inclusions (les CAI : Calcium Aluminium Inclusions) qui peuvent être datées avec cette méthode, comme dans celles de la météorite d'Allende.

 

L’Al26 a bien évidemment disparu, mais sa descendance (Mg26) est présente dans les chondrites les plus primitives.

Ces objets n’ayant pas subi de profondes transformations depuis cette époque, le Mg26 résultant de la décomposition radioactive peut être comparé à la quantité d’isotope d’Al27 stable présent de nos jours. Donnant ainsi une information sur le rapport original Al26/Al27.

 

Ces chondrites présentent des anomalies isotopiques dans le sens ou les rapports entre les différents isotopes est différent de celui qu'il est aujourd'hui sur Terre.

 

http://www.planetastronomy.com/astronews/astrn-2007/16/astron18.jpg

Courbe isochrone des inclusions de la météorite d’Allende.

On représente sur ceux axes les rapports « père » et « fils » par rapport à l’isotope stable Mg24.

La pente de la courbe (droite généralement) donne la concentration initiale et l’âge de l’objet. L’ordonnée à l’origine (point de départ sur l’axe vertical) donne la concentration de départ.

 

Mesures des anomalies isotopiques en 26Mg/24Mg dans une phase réfractaire de la météorite d’Allende [Lee et al. (1976)]. La valeur solaire normale du rapport 26Mg/24Mg est de 0.140. Un excès de 26Mg est visible dans les phases réfractaires riches en Aluminium (Anorthite B et C). Cet excès est du à la décroissance du noyau radioactif 26Al présent à l’origine dans ces inclusions.

 

 

 

 

Fin de la NdlR

 

 

Lors de la formation de ces inclusions, le mélange contenait un rapport 26Al/27Al de 5 10-5 (bruit de fond galactique).

 

Ces différentes mesures permettent d’établir une correspondance entre les concentrations mesurées et les différents âges de ces périodes comme on le voit sur le graphique ci-contre.

 

Graphique : distribution du rapport Al26/Al27 dans différents objets réfractaires et chondres.

Les différentes courbes de densité correspondent à : jaune : système solaire initial ; gris : CAI ; gris foncé : d’autres corps réfractaires ; noir (violet ?) les chondres.

On voit les âges relatifs par rapport au temps zéro. Classe I : ~0,44Ma ; classe II : ~2Ma .

 

Les chondres sont donc apparus quelques 2M années après les CAI.

 

 

 

 

Alors se pose la question essentielle : d’où vient l’Al26 qui n’existe plus depuis bien longtemps ?

 

Sa durée de vie étant extrêmement courte, il a donc été produit peu avant la formation du système solaire, sinon il aurait disparu dans les chondrites.

On pense qu’il proviendrait d’une Super Nova qui aurait explosée et aurait ainsi introduit de l’Al26 dans le nuage pré solaire naissant. Il aurait été mélangé ainsi à cette époque avec le gaz et la poussière et ceci pendant certainement une très courte période, moins de 10.000 ans.

 

Séquence de condensation théorique d’un gaz de composition solaire.

 

On voit ainsi quels minéraux sont stables entre 900 et 1800K lesquels condensent les premiers.

 

Tout à droite, les réfractaires entre 1400K et 1800K.

 

Les différents relevés radiométriques, nous donnent une indication sur l’évolution dans le temps de la formation des différentes étapes. Les CAI sont apparus au bout de 10.000 ans puis les chondres. Ce qui a permis aux planètes de se former plus tôt que ce que l’on pensait.

On a comparé aussi des lames minces de chondres avec d’autres du manteau terrestres, elles sont similaires.

 

 

 

 

 

Il existe aussi d’autres mesures isotopiques, comme le Hf/W.

Ce type de mesure est intéressant surtout pour les éléments contenant du Fer.

En effet, le Hf182 est lithophile, alors que sa descendance le W182 est sidérophile. Période : 8,9Ma.

Le W184 est stable.

 

Ils vont permettre de détecter les corps déjà différenciés, ceux où le Fer forme un noyau central.

 

Le W se condense dans le noyau dans le processus de différentiation, alors que le Hf reste dans le manteau.

Ceci va permettre de doser les météorites ferriques pour voir si elles proviennent de corps différentiés ou pas.

 

 

Ces deux éléments (Hf182 et W182) sont séparés pendant la différentiation du noyau. Si bien que le rapport W182/W184 est fort dans le manteau différentié et faible dans le noyau différentié. Ce que montre la courbe.

 

 

 

 

D’après ces différentes mesures on est capable de dire que les noyaux planétaires (des planètes telluriques) se sont formés approx au bout de 2,5Ma. Et les planètes complètement formées au bout de maximum 100Ma. On pense que l’accrétion s’est produite un peu après la phase des CAI.

 

Grâce à cette méthode de datation, on va pouvoir accéder au noyau de la Terre en dosant…….son manteau, suivant sa teneur en W182. On s’aperçoit que le manteau terrestre et les chondrites sont similaires.

 

Sans ces météorites ferriques ou mixtes, nous serions incapables d’analyser l’intérieur d’objets différentiés de nature variée. Certains ont subi une évolution géologique complexe, d’autres non.

 

De la même façon, on a pu déterminer l’âge de la formation de Mars

 

Les planètes telluriques se sont formées, pense-t-on, grâce à des collisions entre de grands embryons de planètes de l’ordre de quelques milliers de km de diamètre. Pour la Terre la dernière grosse collision s’est produite vers 100 Ma après la formation du Système Solaire et a donné naissance à la Lune. Les différents modèles sont bien capables d’expliquer la formation de la Terre, Vénus et Mercure, mais pas vraiment celle de Mars.

Une explication que l’on voit ce soir, c’est que Mars soit en effet, un embryon de planète qui aurait échappé aux diverses collisions. C’est en fait ce que révèlent les mesures faites avec le chronomètre Hf/W dans les météorites martiennes, ce rapport a été évalué à 3,5 approximativement.

 

 

Ces mesures ont montré que Mars s’est accrétée très rapidement et a atteint la moitié de sa taille actuelle en moins de deux millions d’années. Ces mesures sont bien confirmées par le chronomètre Th/Hf des chondrites.

 

Diagramme d’accrétion de Mars basé sur le dosage Hf182/W182.

 

La zone jaune correspond à la probabilité de 95% que l’accrétion se soit produite dans cet intervalle de temps.

 

Les courbes noires sont des modèles pour comparaison.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Grâce à cette datation on peut dire que Mars, n’est pas une planète comme la Terre, c’est un embryon de planète qui n’a pas évolué. Elle s’est formée rapidement, en approx. deux millions d’années a lors que la Terre a nécessité 50 à 100Ma.

 

 

 

En conclusion :

 

La présence des radioactivités éteintes démontre bien la grande rapidité avec laquelle les premiers solides ont été produits dans le disque d'accrétion, mais les implications plus fines en termes de chronologie restent encore très ouvertes

 

 

La chronologie à laquelle on pense est la suivante :

·        Les inclusions CAI sont créées en premier puis

·        la formation des chondres puis

·        les chondrites se forment en agglutinant les chondres et les inclusions

 

Ces étapes se seraient produites en seulement quelques millions d'années.

Les chondres se sont formés en moins de 3Ma.

L’étape embryon a duré quelques millions d’années seulement.

La différentiation qui a suivi a peut être duré seulement 30 Millions d'années.

 

 

 

 

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN :

 

The evolution of X-ray emission in young stars par T Preibisch

 

Évolution des étoiles par Astronomia.

 

Chronologie du Système Solaire RP2E 2008 par M Chaussidon

 

Les premiers âges du Système Solaire Francis Albarède Ecole Normale Supérieure de Lyon

 

Les météorites et la chronologie de la formation du système solaire : ce qui a changé ces dernières années. M. Chaussidon

 

Origine des planètes et de la vie par B Marty CRPG Nancy

 

De l origine du système solaire par Docplayer.

 

Minéralogie des chondrites par l’IPAG.

 

Radioactivités Éteintes et Système Solaire Primitif Par Jean Duprat IN2P3

 

L'origine des radioactivités éteintes : par Marc Chaussidon (Institut 20 Fev 2007)

 

Using Aluminum-26 as a Clock for Early Solar System Events par le PSRD Hawai

 

Datation à haute précision par l’26Al de l’histoire du disque d’accrétion thèse par Tu-Han LUU

 

Timing and extent of Mg and Al isotopic homogenization in the early inner Solar System par Mishra et Chaussidon.

 

Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years par Montmerle, Chaussidon et al

 

Formation des chondres : Précurseurs et Chronologie Thèse de Johan Villeneuve CRPG Nancy

 

Young stellar objects in the Gould belt de Evans et al

 

Les proto-étoiles infrarouges et submillimétriques

 

Cosmochemistry from Nanometers to Light-Years par le PSRD d’Hawai

 

Chondrites and the Protoplanetary par Disk Edward R.D. Scott Univ Hawai

 

Protracted core formation and rapid accretion of protoplanets par Kruijer et al.

 

La différentiation planétaire par Pierre Beck LP Grenoble

 

Hf-W-Th evidence for rapid growth of Mars and its status as a planetary embryo. Par Dauphas et Pourmand

 

Hf–W–Th evidence for rapid growth of Mars and its status as a planetary embryo Nature , N. Dauphas1 & A. Pourmand

 

Mars: Red Planet's Rapid Formation Explains Its Small Size Relative to Earth de la NSF

 

A Perspective from Extinct Radionuclides on a Young Stellar Object: The Sun and Its Accretion Disk par Dauphas et Chaussidon. Le même chez Arxiv sans payer.

 

 

 

Prochaine conférence mensuelle de la SAF : Mercredi 12 Avril 2017   19H00   AgroParisTech   Amphi Tisserand

 

LES AVENTURIERS DE L’ASTRONOMIE.

Ou l’évolution de l’Astronomie sur les 25 derniers siècles.

Par Jean Pierre MARTIN  Physicien, SAF

 

Entrée libre mais réservation obligatoire. À partir du 9 Mars 2017

 

 

 

Bon ciel à tous

 

 

Jean Pierre Martin   Président de la commission de cosmologie de la SAF

www.planetastronomy.com

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