Origines des planètes et de la vie

Sciences de la Terre Bernard Marty

CRPG Nancy

les géologues travaillent sur des échantillons pour répondre auxquestions importantes des sciences de l’univers

Les météoritesprimitives: destémoins du débutdu système solaire

Disques autours d’étoiles

jeunes dans la nébuleuse

d’Orion (image HST, doc ISSI)

Origines des planètes et de la vie

Stromatolites de 3,4milliards d’années :Dresser formation,

North Pole, Australie

Stromatolite moderne,Shark Bay, Australie

Le temps est leur domaine

Stromatolites de 3,4milliards d’années :Dresser formation,

North Pole, Australie

Stromatolite moderne,Shark Bay, Australie

Images chimiques demicrofossiles de 0.8 Ga faites

avec la Nanosims du Muséum(Robert et al., 2006)

Stromatolites de 3,4milliards d’années :Dresser formation,

North Pole, Australie

Stromatolite moderne,Shark Bay, Australie

ICP-MS large secteur, ENS Lyon

Instrumentation en évolution

Expérience haute pressionmulti-enclume qui permetde travailler dans lesconditions P-T desmanteaux planétairesLab. Magmas & Volcans, ClermontFerrand

Expériences dans desconditions extrêmes

pression – températurevisant à reproduire des

processus naturels

Modèle numérique de convectiondans le manteau (ENS Lyon)

Cuve de sodium enrotation destinée àcomprendre lefonctionnement desdynamos planétairesLGIT Grenoble

Origines des planètes et de la vie

Origines

- Origine de la matière dans le système solaire- Chronologie de la naissance du système solaire- Origine et évolution de la matière planétaire

Terre jeune et Mars

- Différenciation de la Terre et de Mars- Le régime thermique de ces planètes durant le premier Ga- Les environnements primitifs

cf. Exposés de M. Chaussidon, M. van Zuilen - P. Phillipot & N. Arndtsur les environnements primitifs de la Terre.

Orion

Origine de la matière dans lesystème solaire

NGC 6357, Hester & Desch (2005)Evaporative Gaseous Globule

PROtoPLanetarYDisk

NGC 6357, Hester & Desch (2005)

Que nous enseignent les radioactivitéséteintes (7Be, 10Be, 26Al, 36Cl, 41Ca, 53Mn,60Fe) sur le contexte astrophysique de

formation du système solaire ?

Estimer les quantités des parents à lanaissance du système solaire d’après l’analysede météorites

Les comparer à celles prédites par différentsmodèles de formation

Supernova CAIsCalcium-aluminium

rich inclusions

Injection dansle nuage

protosolaire

Origine des radioactivités éteintes

La séquence de condensation

McSween (2000)

Mostéfaoui et al., 2004

Présence de 60Fe (T1/2 = 1,5 Ma) dans le système solaire • CAIs : Birck & Lugmair (1988)• sulfures dans les chondrites (Mostéfaoui et al., 2004)• chondres (Huss & Tachibana, 2004)

Le 60Fe ne peut être produit que par nucléosynthèse stellaire

10-2

10-1

100

101

102

103

Rat

io n

orm

aliz

ed t

o th

e ea

rly s

olar

sys

tem

val

ue

26A l 41Ca 53Mn 60Fe 107Pd

• SN II : surproduit 53Mn par 100 et 60Fe par 10(Rauscher et al., 2002 ; Busso et al., 2003)

• AGB : pas de production de 53Mn, Sous produit 60Fe d’un facteur 10

On peut calculer les fractionsde mélange

f0 = 1.3x10-41 = 1.3 Ma

M=25Mo

SN

f0 = 3x10-41 = 1.1 Ma

M=15Mo

SN

f0 = 5x10-31 = 0.76 Ma

M=1.5Mo

AGB

Radioactivités éteintes prédites par un modèle d’injection

10Be (T1/2 = 1.5 Ma) et 7Be (T1/2 = 53 jours) étaient présents

10Be/9Be 1 x 10-3 7Be/9Be 6 x 10-3

(McKeegan et al., 2000 ; Sugiura et al., 2001 ; MacPherson et al.,2003 ; Chaussidon et al., 2004, 2006)

Les isotopes de Be ne peuvent être produits que par irradiation

Etoile jeune Réactions

nucléaires dansle disque

d’accrétion

CAIs

Origine des radioactivités éteintes

Radioactivités éteintes prédites par un modèle d’irradiation

(Gounelle et al., 2004)

Reproduit lesobservations dans lamarge d’incertitude

Mais

Conditions spécifiquesd’irradiation et des

compositions irradiées

Carrez et al. (2002), LSTS, Lille

Evolution du nuage protosolaire - irradiation

Accélérateur ARAMIS, CSMSN, Orsay

Silicate de magnésium transforméen verre par irradiation avec desprotons ou alphas, 10Kev

Amorphisation dans les ondes de choc desupernova

NGC6302

NGC6537

Carbonates vus par le télescope ISO Condensation de carbonates en absence d’eau liquidemais en présence de vapeur H2O et de CO2.

L’utilisation de carbonates dans notre galaxie comme traceur d’environnements favorables à la vie est fortement remise en cause

Toppani et al., 2005

Evolution du nuage protosolaire - condensation

Göpel, Manhès & Allègre (1993)Allègre, Manhès & Göpel (1995)

âge Pb-Pb des CAIs = 4.566+ 0.002- 0.001

Bouvier et al. (2006) : âge Pb-Pb CAIs = 4568.3±0.4 Ma.

Chronologie du système solaire naissant

Manhès et al., 1995;Zinner & Göpel, 2002

Manhès et al., 1995;Zinner & Göpel, 2002

Angrite

Baker et al., 2005

Pour obtenir une différenciation (50% de fusion, 1723K, Tsurface= 200K) en 3 Ma grâce à l’énergie libérée par la décroissance de 26Al,

il faut que l’accrétion se soit produite vers 0,7 Ma (Bizzarro et al., 2005).

Tout objet accrété plus tard, quelque soit sa taille, ne peut passe différencier avec l’énergie des radioactivités éteintes

(Bizzarro et al., 2005).

Tout objet accrété plus tard, quelque soit sa taille, ne peut passe différencier avec l’énergie des radioactivités éteintes

(Bizzarro et al., 2005).

Chondrites = rochessédimentaires plus tardives

Manteau riche en matière organique :accrétion dans la nébuleuse Silicates réfractaires hérités

Matrice de lachondrite =histoire durégolite ducorps parent

Les météorites primitives (chondrites)

1 mm

Olivine Pyroxene

Métal

Verre

1 mm

Les météorites primitives (chondrites)

met

Jonctions triples entre grains d’olivine typiques decristallisation à haute pression

met

Peridotite du manteau terrestre

Des fragments de planètes disparues ?

Libourel & Krot, 2006

IosNASA

Origine de la matière planétaire

Galileo, Cassini-Huygens, Venera, Pioneer, Viking

GenesisApollo Luna

Stardust

Soleil

Vent solaire

Nébuleuse protosolaire

Origine et composition du gaz : letémoignage du Soleil

Photo : Y Langevin

0.5 m Le vent solaire dans le sol lunaire

0.5 m

Photo : Y Langevin

Photo : K Hashizume

0.5 m

Photo : K Hashizume

D/H

100 2000

Profondeur sous la surface, nanomètres

0

-800

-400

+400

+800

D

-200

-100

0

D (‰

)

15 N

(‰

)

0

N/14 N15

-500 0 500

Jupiter ISO

Cometaire, HCN

1000

CR, Bencubinnites

IDP

Chondrites carbonées

Earth

VenusMars (Atm)

15N = (15N/14N)s(15N/14N)ATM

[ - 1 ] x 1000 ‰

1500

Cometaire, CN

Jupiter Galileo TITAN

Nanodiamants chondrites

Large gradient de composition isotopique d’azote (et d’hydrogène)dans le système solaire

-500 0 500

Jupiter ISO

Cometaire, HCN

1000

CR, Bencubinnites

IDP

CC

Earth

VenusMars (Atm)

15N = (15N/14N)s(15N/14N)ATM

[ - 1 ] x 1000 ‰

1500

Cometaire, CN

Jupiter Galileo TITAN

Nanodiamants chondrites

Sols lunaires

Large gradient de composition isotopique d’azote (et d’hydrogène)dans le système solaire

-500 0 500

Jupiter ISO

Cometaire, HCN

1000

CR, Bencubinnites

IDP

CC

Earth

VenusMars (Atm)

15N = (15N/14N)s(15N/14N)ATM

[ - 1 ] x 1000 ‰

1500

Cometaire, CN

Jupiter Galileo TITAN

Contribution de composéssolides riches en 15N

Matière organique enrichie en15N dans des radicaux :

réactions ion-molécule à BT

• Milieu interstellaire ?• Nébuleuse protosolaire ?

Nanodiamants chondrites

Sols lunaires

Apport exotique d’éléments légers par des phases condenséesOrigine et nature de ces phases ?

L2021 K1

Les enrichissements en 15N sontcouplés aux enrichissements en D

dans la matière organique

Aléon et al. (2003)

matière macromoléculairedont la composition

isotopique est héritéede réactions chimiques

À très basse température

Interplanetary dust particles et micrométéorites

Stardust : des échantillons de comète sur Terre

Masse des échantillons :10-11 fois celle ramenéepar les missions Apollo

Stardust : des échantillons de comète sur Terre

0.06

0.07

0.08

0.09

0.10

0.11

0.1 1.0 10.0 100.0 1000.0

4He/

20Ne

22 N

e/2

0 Ne

Atmosphere

Solar4He/

20Ne = 850

Thera 1

Thera 2

Cometary ?4He/

20Ne ~ 20

Mixing curve between

Atm. and Solar

Gaz rares dans les grains cométaires

La mission Genesis dela Nasa vient de ramener1020 ions de vent solaire

(=0,4 milligrammes)collectés en 884 joursà proximité du Soleil

(1,5 millions de km de laTerre).

Objectifs de la mission :compositions isotopiques

- O- N (& C)- gaz rares- Li, B- …

compositions élémentaires

Genesis : des échantillons du Soleil sur Terre

Attaque acide sous ultravide (Zurich)

Ablation laser (Milton Keynes & Nancy)

Megasisms (Los Angeles)

• Inventer des systèmes nouveaux capablesd’analyser les échantillons rapportés par les

missions spatiales

Fluorination (San Diego)

Un retour d’échantillon gratuit :les météorites martiennes

3 µm

Gaz piégé dans les SNC :composition et évolution del’atmosphère martienne

-2

0

2

4

-1 -0.5 0.0 +0.5 +1.0 +1.5

142

Nd

182W

Différentiation martienne plus précoce quepour la Terre

- Réservoirs (croûte, manteau…) hétérogènes - Pertes atmosphériques importantes - Manteau moins dégazé

Minéralogie haute pression (choc)SiO2-stishovite + K-HollanditeENS Lyon

Radioactivités éteintesdans les roches

volcaniques martiennes

Âges de cristallisation des magmas martiens versus âgesd’éjection de Mars

Âges de cristallisation des magmas martiens versus âgesd’éjection de Mars

Volcanisme récent sur Mars ?

L’isochrone Pb-Pb indique un âge de 4,0Ga pour les shergottites basaltiques

(Bouvier et al., 2005)

Origine des radioactivités éteintesDonnées de qualité (sondes ioniques, ICP-MS)Couplage observation-modèleCouplage avec observation astrophysique

Chronologie de formation du système solaireEtudes multi-systèmes de radioactivités éteintes pour mieux les caler(ex : 10Be, 26Al, 41Ca, 53Mn, 60Fe sur les mêmes phases)Couplage modélisation cf Morbidelli et cosmochimie

Origine de la matière organique et des éléments biogéniques (H, C, N, S) ?Conditions de formation : Gaz rares, isotopes stables, chimie organique,

nouveaux isotopes stables (Cu, Fe, Ge….)Comportement lors de l’altération planétaire (hydrothermalisme, métamorphisme)Couplage avec les observations AA (D/H et 15N/14N des comètes, de Jupiter, de Titan)

PlanètesEtude des sédiments martiensModélisation de la convection des manteaux planétaires, origine des dynamosOrigine et évolution des atmosphères planétaires (telluriques, géantes)

Des retours d’échantillons

QUELQUES PISTES

Ballentine, 2004

Terre jeune

Zanhle, 2006

Terre jeune

Zanhle, 2006

Terre jeune

Courbe de cratérisation lunaire

Echantillons géologiques

Jack Hills, Australie du NWLes sédiments archéens contiennentdes zircons détritiques dont les âgesvont jusqu’a 4.4 Ga, soit seulement160 millions d’années après le débutdu système solaire

4377±3 Ma

4367±3 Ma

3700±12 Ma

4250±5 Ma

4114±21 Ma

4080±8 Ma

FC27 3-11

Trail et al., 2006

Echantillons géologiques

Métamorphisme de laTerre jeune : le xénondans les zircons hadéens

Formation de croûte continentale vers ~ 4.5 GaHarrison et al., 2006

Turner et al., 2004

(146Sm 142Nd, T 1/2 = 103 Ma)

Boyet et al., 2003, Caro et al. (2003)

0-5 252015105

100 x142Nd (ppm)

Metasediments

Orthogneisses

Metabasalts

AmphiboliteenclaveAcasta

Barberton

MORBs

Pitcairn (EM I)

Society (EM II)

Manteau actuel Roches d’Isua (3.8 Ga)

Il existait une croûte continentaledans les premiers 100-200 Ma

Depuis, la convection a tout effacé

Basaltes en coussins âgés de 3.8 Ga, Isua, Groenland ouest

1 2 3 40

Milliards d’années

1 2 3 4

Milliards d’années

Modélisation de l’évolution del’atmosphere et du manteau de

l’Hadéen à l’actuel

Tem

péra

ture

K

Conv

ecti

on

*

ENS Lyon

0.8

0.9

1.0

1.1

1.2

1.3

1.4

122 124 126 128 130 132 134 136 138

Masse (amu)

(i Xe/

13

0X

e)/

(i X

e/

13

0X

e)

so

lar

Atmosphere

Radioactivité éteinte

Fuite atmosphérique

solaire

Xénon

129I 129Xe, T 1/2 = 16 Ma244Pu 136Xe, T 1/2 = 82 Ma238U 136Xe, T 1/2 = 4445 Ma

1 2 3 40

Milliards d’années

1 2 3 4

Milliards d’années

Komatiite spinifex, Barbeton

Modélisation de l’évolution del’atmosphere et du manteau de

l’Hadéen à l’actuel

Tem

péra

ture

K

Conv

ecti

on

*

ENS Lyon

Evolution thermique de la Terre jeune et de Mars ?

0.8

0.9

1.0

1.1

1.2

1.3

1.4

122 124 126 128 130 132 134 136 138

Masse (amu)

(i Xe/

13

0X

e)/

(i X

e/

13

0X

e)

so

lar

Atmosphere

Radioactivité éteinte

Fuite atmosphérique

solaire

Xénon

129I 129Xe, T 1/2 = 16 Ma244Pu 136Xe, T 1/2 = 82 Ma238U 136Xe, T 1/2 = 4445 Ma

Michel et al., 2003

Origine des impactants

Chondrite de type CM2 pour la limite Crétacé-Tertiaire

Trinquier, Birck & Allègre, 2006

Origine des impactants

Le pic de bombardement à 3,8 Ga était dû à une déstabilisation du systèmesolaire externe matière cométaire Effet sur l’environnement ?

Gomes et al., 2005

Régime thermique et convection de la Terre jeune et de MarsMise en place de la dynamo, histoire du champ magnétiqueContributions post-accrétion, rôle de la poussièreLe climat Hadéen et ArchéenPeut t’on trouver des traceurs fiables de biogénicité ?

QUELQUES PISTES