Les météorites et la formation du système solaire

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1 Les météorites et la formation du système solaire Marc Chaussidon, CRPG-CNRS, Vandoeuvre-lès-Nancy La formation du Soleil et du système solaire dans le contexte général de la formation des étoiles. t t L évolution du Soleil jeune et des étoiles jeunes analogues Les météorites : des échantillons d avant, de pendant et d après la formation des planètes L L L Effondrement d une partie d un nuage moléculaire interstellaire L orb L 4 L 3 L 2 L Cela se produit dans des nuages de masse M On suppose que le nuage est au départ en rotation lente La conservation de l énergie permet de prédire l évolution du nuage (masse de Jeans, rayon de Jeans, temps de chute libre moyen) et l organisation de la matière sous forme d un disque en rotation et sa fragmentation en plusieurs sous disques (étoiles multiples) 3 2 nkt = 3 GM 2 10 r Si le terme de gauche est plus grand, l'énergie cinétique l'emporte et le nuage est en expansion, par contre si le terme de droite est plus grand c'est la gravité qui l'emporte et le nuage se contracte. La masse critique au delà de laquelle le nuage se contracte est appelée la masse de Jeans (MJ) et elle vaut d'après l'équation précédente: M J = 5kT kT 2 et R J = Gm at 4πρ 4πρGm at Pour ρ=10 5 H/cm 3, T = 50 K (avec : M = ρ 4 R J =6,69x10 15 m (= 0,2 pc) 3 πr3 = n m at ) M J =1,5x10 35 g = 76M ( R = 8,31JK 1 mol 1, k = R N = 1, JK 1, G = 6, m 3 kg 1 sec 2 ) L'application numérique montre que pour un nuage HI diffus (avec = 25 H cm -3, T = 100 K), MJ M (1 M = 1,9891x10 30 kg) alors que les masses typiques de ces nuages sont de l'ordre de 1 à 100 M : le nuage ne se contracte pas. pour le coeur dense d'un nuage moléculaire (avec = 10 5 H cm -3, T = 10 K), MJ 10 M alors que les masses typiques de ces nuages sont de l'ordre de 10 à 1000 M : le nuage se contracte. 1

2 Lorsque que la contraction a commencé le temps de chute libre minimum (tcl) peut être calculé en supposant au départ un effondrement à température constante (la chaleur est irradiée car le milieu est diffus) : un atome dans le nuage initialement au repos va subir une accélération a due à la force de gravité : a = GM(r) = 4πGrρ r avec une accélération constante, l'équation du mouvement est : 2 at2 = r 3 et donc : t cl = 2πGρ Le temps de chute libre d'un nuage ne dépend pas de son rayon mais juste de sa densité. Le calcul donne <10 5 ans pour = 10 8 H cm -3 ou <10 6 ans pour = 10 6 H cm -3 : ordre de grandeur de l'ordre de la centaine de Ma au Ma. Si le nuage au départ est animé d'un mouvement de rotation (même faible), la conservation du moment cinétique fera que lors de l'effondrement, le nuage prendra la forme d'un disque en rotation. L = I = L 0 = I 0 avec I = 2 5 Mr2 de sorte que : = r r La conservation du moment fait que augmente quand r diminue GM L'accélération radiale à une distance r du centre est : r 2 Cette accélération a deux composantes: a(r): accélération due au fait que r diminue r 2 : accélération due à la rotation GM = a(r) + r 2 r 2 GM Quand atteint une valeur telle que = r 2 alors a(r) = 0 et l'effondrement r 2 s'arrête. En faisant apparaître la vitesse initiale ( v 0 = 0 r 0 ), on obtient : r = v 2 Pour v 0 r 0 =1km/sec 0 r 0 = R J = 6,69x10 15 m r/r r 0 GM 0 = 0,5 M J =1,5x10 35 g G = 6,67x10-11 m 2 kg -1 sec -2 L'effondrement perpendiculaire à l'axe de rotation s'arrête mais le nuage continue à s'effondrer dans la direction de l'axe de rotation: il forme un disque. Durant l'effondrement une densité plus forte se développe au centre et le nuage va s'effondrer à différentes vitesses entre le coeur et le bord. Au fur et à mesure de l'effondrement, augmente et si T est constant, MJ diminue et donc des petites parties du nuage peuvent s'effondrer par elles mêmes : le nuage se fragmente. Si augmente le temps de chute libre diminue aussi de sorte que ces fragments individuels s'effondrent plus rapidement que l'ensemble du nuage. D'un nuage de départ on est passé à de nombreux petits fragments qui s'effondrent (les étoiles naissent à plusieurs) !! 3 1 " M J = 5kT % 2 " 3 % 2 $ ' $ ' # Gm at & # 4() & 1 $ 15kT ' 2 R J = & ) % 4"#Gm at ( t cl = 3 2"G# Si au départ le nuage est homogène en densité ( 0), toutes les particules à une distance r du centre ont une même accélération : toutes les particules bougent de dr en un temps dt. On a : ρ = ρ 0 r 3 0 r Et donc dρ = 3ρ 0 r 3 0 dρ dr r 4 dr soit = 3 ρ r Plus la sphère de départ est petite (r petit) plus d / est grand, c'est à dire plus la densité augmente rapidement. Le coeur du nuage se contracte plus vite que les bords. Une proto-étoile se forme avec un nuage puis un disque d'accrétion en rotation autour.! 2

3 Le Soleil est il une étoile particulière (Adams 2010)? 0,12 x 0,3 x 0,2 = 0, 0072 (x proba planètes 0,1-0,5 x proba habitables?.) Distribution en masse des étoiles: le Soleil est relativement massif (proba de 12%) Les observations montrent que l on peut décrire la distribution des étoiles massives selon une loi du type suivant: dn * dm = F 1 " # " m - (# +1) F 1 est la fraction d une population stellaire ayant une masse 1 M F 1 0,12 et γ=1,5±0,5 Les disques de poussières sont visibles : les poussières chauffées émettent un excès de lumière dans l IR Le Soleil est un étoile unique sans compagnon (proba de 30%)! Les étoiles de faible masse n ont pas de compagnon mais pour les étoiles plus massives comme le Soleil, la proportion de ne pas être un système binaire est de 30%. Cependant on ne peut pas exclure que le Soleil ait été un système binaire lors de sa formation (mais dans ce cas le compagnon devait avoir une orbite éloignée pour ne pas détruire le disque d accrétion du Soleil et/ou perturber les orbites des embryons ou des planètes) Le Soleil a une métallicité un peu élevée (proba de 25%) Les étoiles de type G (comme le Soleil) ont un pic dans leur distribution de métallicité (= somme de tous les éléments plus lourds que H) à [Fe/H] = -0,20. Seulement 1/4 des étoiles de type G ont une métallicité comme le Soleil (pollution supernova?) ([Fe/H] notation utilisée pour log 10 (Fe/H)) André (2002), Reipurth (2005) Deux exemples de disques à différents stades d évolution : - 1 Ma - 20 Ma Spectre de la zone interne du disque de l étoile jeune ( 1 Ma) (Herbig Ae) HD obtenu Avec le VLTI (résolution 1-2AU) Spectres des disques de trois étoiles jeunes (Herbig Ae) Bandes principales des silicates cristallisés: - pyroxènes : 9,3 µm - olivines = 11,2 µm 1. silicates cristallisés ISM 2. silicates primaires car pas de silicate hydraté (?) Évolution des grains amorphes des zones externes vers des grains cristallisés dans les zones internes (mais trop de silicates cristallisés dans la zone externe du disque par rapport à ISM) Van Boekel et al Van Boekel et al

4 Observations dans l IR du disque de poussières autour de β-pictoris (19 pc=63 an lum, 20 Ma, luminosité= 8.7 x solaire) présence de disques de poussières à 14, 28, 52, 82 AU 9.7 µm = silicate amorphe 11.2 µm =(Fe,Mg) 2 SiO 4 cristal Pics de distribution des grains amorphes de 0.1µm à 6AU, 12 AU et 30 AU vert : silicate amorphe 0.1 µm rouge : silicate amorphe 2 µm bleu : cristaux de forsterite Okamoto et al., 2004 Okamoto et al., 2004 La mesure de l excès dans l IR entre H (1,6 µm) et K (2,2 µm) montre que les poussières disparaissent en 5 Ma Disques de planétésimaux qui produisent en permanence des grains de 0.1µm Okamoto et al., 2004 Dutrey (2007) 4

5 Les météorites : des échantillons d avant, de pendant et d après la formation des planètes 5

6 Entre Mars et Jupiter il manque une planète? Loi de Titus- Bode Caractéristiques de la ceinture des astéroïdes ceinture de Kuiper 10 5 KBOs > 50km nuage de Oort (5x10 4 AU) objets, 1 M On a dans les tiroirs des muséums des échantillons de roche qui datent de l époque du disque d accrétion et qui se sont formés alors que le Soleil était encore dans sa phase T-Tauri et que les planètes n étaient pas formées. certaines météorites Mais comment les reconnaître et que nous disent ces météorites? Orgueil 6

7 Météorites = 4 types de roches différentes Métal pur Roches magmatiques Parmi ces métorites ce sont les roches sédimentaires qui sont les plus primitives : Chondrites Métal + silicates Roches sédimentaires Les chondrites ont la même composition chimique que le Soleil Les chondrites sont les roches les plus anciennes que l on connaisse (cf PC 4) L isochrone de Patterson 4,5683 ±0,0003 Ga! 7

8 Les chondrites contiennent des minéraux réfractaires Courtesy A. Davis Les inclusions réfractaires (CAIs) sont les premiers solides condensés à partir du gaz de la nébuleuse Il existe une limite des glaces en fait entre Mars et Jupiter Traces de la condensation dans la composition chimique des chondrites Mimas (390km) Europe (3126 km) 8

9 Les chondres (70% de la masse des chondrites) sont des billes silicatées correspondant à la fusion éclair d agglomérats de poussières dans le disque d accrétion La structure des chondrites donne une image du processus d accrétion : minéraux condensés à partir du gaz nébulaire à différentes températures et ensuite agglomérés entre eux. = étape vers la formation des planètes Radomsky & Hewins (1990) Deux types de différenciation la différenciation des silicates = fusion de silicates avec extraction d un liquide silicaté et production d un résidu silicaté (extraction de la croûte à partir du manteau). la différenciation métal-silicate = fusion de silicates et réduction avec production de liquides silicatés et métalliques immiscibles. Le métal est observé à toutes les échelles dans les météorites. Scott, µm 9

10 Règle de Prior Expériences de réduction au laboratoire métal produit de départ : olivine chondritique (riche en Fe : Olivine pauvre en Fe Verre de pyroxène pauvre en Fe (Mg 0,53 Fe 0,47 ) 2 SiO 4 olivine riche en Fer 0,3 (Mg 0,9 Fe 0,1 ) 2 SiO 4 olivine pauvre en Fer + 0,7 (Mg 0,9 Fe 0,1 ) SiO pyroxène pauvre en Fer 3 + 0,9 Fe 0,9 Si 0,1 métal + 0,5 O 2 gaz Staunton Le métamorphisme (trace de l histoire géologique des planétésimaux ou des embryons) L hétérogénéité chimique résultant de la différenciation métal silicate disparaît quand l intensité du métamorphisme dans le corps parent augmente Santa Catharina Springwater 10

11 classification des chondrites (Van Schmuss) Les autres météorites sont plus jeunes (de quelques millions d années à plusieurs milliards d années), sont différenciées, et ont subi du métamorphisme. Ce sont des fragments de petites planètes ou de planètes (Lune, Mars, ) météorites de fer = noyaux métalliques de planétésimaux météorites fer-silicate = limite manteau-noyau achondrites (laves et cumulats) = manteau et croûte de planétésimaux + météorites lunaires et météorites martiennes Solar system? André,

12 Mass independent variations of Mg isotopes in Ca-, Al-rich refractory inclusions due to radiogenic 26 Mg excesses δ 26 Mg ( ) β 0 δ 25 Mg ( ) Δ 26 Mg -5 MFL -10 Data MacPherson et al., Mg excess : Δ 26 Mg δ 26 Mg - δ 26 Mg / β β equilibrium = β kinetic = The 26 Mg excesses are due to the in situ decay of short lived 26 Al 18 14! 10! 6 Δ 26 Mg = δ 26 Mg* ( ) " $ # 26 Mg 24 Mg 26 Mg t Al t 0 = 26 Mg+ 26 Al % " ' = $ & # 26 Mg 24 Mg % ' & t 0 + " $ # 26 Al 27 Al % ' & t 0 ( " $ # 27 Al 24 Mg % ' & Slope : 26 Al/ 27 Al = 5.27 (± 0.17) x10-5 CAI components T. Lee T. Ireland Hibonite 2 Intercept : δ 26 Mg 0 = 0.021±0.064 Data MacPherson et al., Al/ 24 Mg Davis and Richter (2005) 12

13 PLAty-hibonite Crystal (PLAC) 26 Al/ 27 Al ratios inferred at the time of condensation of hibonites Hibonite Spinel-HIBonite Spherule (SHIB) Spinel (MgAl 2 O 4 ) Fe-rich silicate Supracanonical (Young et al. 2005) Blue-Aggregate (BAG) Corundum (Al 2 O 3 ) Fe-rich silicate Perovskite (CaTiO 3 ) Hibonite 20µm Hibonite Liu, Chaussidon, Gopel & Lee, 2011 Villeneuve, Chaussidon & Libourel, 2009 Villeneuve, Chaussidon & Libourel, 2009 Last melting/crystallization of chondrules occurred 2-4 Myr after CAIs 13

14 Is such a chronology based on 26 Al correct? Stellar 26 Al/ 27 Al CAIs 26 Al/ 27 Al (x10-5 ) 5.2 PLACs SHIBs chondrules ~0.8 Galactic bkgd Time Dauphas & Chaussidon, 2011 Dauphas & Chaussidon,