Transcript Les types d`astéroïdes

Solar nebula
La formation du système solaire
~105-6 ans
Conservation du
moment angulaire
 disque en
rotation
Proto-Sun (T-Tauri star)
Proto-planetary disk
~105 ans
Sun shines
~107
ans
Proto-planets
(gravitation)
98% H+He + dust (silicates, iron, C) + ices (H2O, CH4 + NH3)
~4.5 109 ans
Kant et Laplace (fin XVIIIes)
Giant molecular clouds
Proto-planetary disk (Bêta Pictoris)
Différentiation:
T° > 1200°C
 Fe,Ni-FeS ↓
http://www.lisa.univ-paris12.fr/
Météorites métalliques (sidérites)
Sikhote-Alin
 > 90 % d’alliage Fe/Ni (avec <5-20% Ni)
 6% des météorites collectées pour 90% de la masse
(facile à trouver, bon marché voir ebay.com)
 origine = noyaux d’astéroïdes différenciés
 trois groupes en fonction de leur structure
cristalline (% Ni) : octaédrites, hexaédrites, ataxites
Canyon Diablo
regmaglyptes
Hoba (Namibie) 60 tonnes !
T° > 1200°C
 Fe,Ni-FeS ↓
Structure de Widmanstätten
Campo del cielo (Argentine) 33 tonnes !
Le cratère de Sudbury au Canada
constitue aujourd'hui un gisement de
nickel constituant les 2/3 des
ressources mondiales. Il contient aussi
du platine, du cobalt et de l'or... Le
cratère Vredefort contient du chrome en
abondance, et constitue la plus grande
réserve de platine au monde.
Séparation de phases pauvres et
riches en Nickel lors du
refroidissement très lent (plusieurs
millions d’années) d’un alliage
initialement homogène.
La largeur des bandes permet de
calculer la vitesse de refroidissement
: ~1°C par million d’années
 très lent : pas possible sur Terre
Météorites métallo-pierreuses (mixtes ou sidérolithes)
 ~ proportion équivalente de silicates et de métaux Fe/Ni (de 35 à 90%)
 (grec sidéros = fer, lithos = pierre)
 rares : 2% des météorites collectées
 origine = région frontière entre le noyau et le manteau de planétésimaux
différenciés
Pallasites
Mésosidérites
Esquel
matrice de ferro-nickel enchassant de beaux
cristaux d'olivine, mm-cm, jaunes à verts
Estherville
mélanges de ferro-nickel et de silicates (pyroxène et
plagioclase). Les proportions de Fe/Ni et de silicates font qu'ici
le métal constitue des inclusions dans les silicates, à l'inverse
des pallasites. Elles se sont formés à moindre profondeur ou
par impact d’un corps métallique avec un astéroïde différencié.
Météorites pierreuses (Achrondrites)
 pauvres en métal < 35% Fe/Ni, riches en silicates
 4% des météorites collectées
 ‘A’chrondrites : pierreuses mais sans chrondres :
le chauffage auquel elles ont été soumises lors de la
formation du corps parent a détruit les chondres
 origine = fragments de l'écorce d'une petite planète déjà
différenciée
 plusieurs classes qui regroupe des météorites supposées
de même origine :
Aubrite
• Les Aubrites : pauvres en Ca, débris d’astéroïdes
type E (ou Mercure ?)
• Les Urélites : olivine, carbone, un peu de métaux,
gaz rares (origine ?)
• Les HED :
- les Eucrites : ~laves terrestres, riches en Ca,
croûte basaltique (les + vieux basaltes du système solaire)
- les Diogénites : aussi basaltiques mais se
distinguent des eucrites par leur teneur plus faible en calcium et
leur richesse en hypersthène, + grande profondeur
- les Howardites : mélange de la matière des
eucrites et de celle des diogénites.
Eucrite
Signatures spectrales des astéroïdes et
correspondances météoritiques
Spectres (dans le visible+NIR) de quelques astéroïdes
Spectres des familles de météorites pris au laboratoire
Trouver les correspondances spectres astéroïdes ↔ spectres météorites
- aspect du spectre (pente, raies d’absorption) + albédo
 composition de surface de l’astéroïde
 histoire géologique de l’astéroïde
Notes :
- ~ incertitude de l’albédo facteur 2
(taille des grains inconnue)
-1 astéroïde plusieurs minéreaux en
surface (fit pas toujours bon)
- pente + astéroïdes (avec silicates)
sont +rougis vers IR (spaceweathering)
Signatures spectrales des astéroïdes et
correspondances météoritiques
Comparaison entre spectre d’astéroïdes
(visible-IR) et spectres de météorites en
laboratoire
La plupart des astéroïdes contiennent en fait des mixtures
de l'un ou l'autre des minéraux, dans des proportions
diverses, rendant l'interprétation difficile
La classification
des astéroïdes (Tholen)
 Classe C (carboneous) : objets
carbonés très sombres, témoins de
l'origine du système solaire (75% des
astéroïdes) ; localisés dans la région
extérieure de la CPA
 Classe S (stony) : objets métalliques
(nickel, fer, magnésium, silicates) plus
brillants (17% des astéroïdes)
Classe M (metallic) : objets en fer et
nickel purs, brillants (7% des astéroïdes)
Les objets de classes S et M sont le
résultat d'un choc : ce sont les morceaux
d'un astre plus gros au sein duquel les
métaux ont pu fondre.
Autres classes (1%) : sont des variantes
des classes principales C, S et M dans
lesquelles de nombreux astéroïdes ne
peuvent être classés
Les types d’astéroïdes (Tholen):
classes en fonction de l’albédo et du spectre (~composition)
Astéroïde de type A : Astéroïde de type rare qui se caractérise par un albédo moyennement élevé et une couleur rouge très
intense. Une forte absorption dans le proche infrarouge semble indiquer la présence d'olivine.
Astéroïde de type B : Sous-classe d'astéroïdes de type C qui se distinguent par un albédo plus élevé.
Astéroïde de type C : Catégorie d'astéroïdes de couleur gris foncé possédant un albédo d'environ 5%. Le "C" signifie "carboné"
et on pense qu'ils sont composés du même type de matière que les chondrites carbonées. Les astéroïdes de type C sont
fréquents dans la partie extérieure de la ceinture principale.
Astéroïde de type D : Type d'astéroïde rougeâtre que l'on trouve rarement dans la ceinture principale, mais qui devient plus
fréquent à des distances très grandes du Soleil.
Astéroïde de type E : Type d'astéroïde d'albédo élevé. Sa composition peut ressembler à celles de météorites connues sous le
nom d'achondrites enstatites.
Astéroïde de type F : Sous-classe d'astéroïdes de type C qui se distinguent par une faible ou inexistante absorption des UV
dans leurs spectre.
Astéroïde de type G : Sous-classe d'astéroïdes de type C qui se distinguent par une forte absorption des UV dans le spectre.
Astéroïde de type M : Catégorie assez commune d'astéroïdes à faible albédo ; on suppose qu'elle possède une composition
métallique semblable aux météorites ferreuses.
Astéroïde de type P : Type d'astéroïde à faible albédo, fréquent dans la partie extérieure de la ceinture principale.
Astéroïde de type Q : Type rare d'astéroïde, proche de la classe des météorites chondrites. Les astéroïdes Apollo et peu
d'autres s'approchant de la Terre sont les seuls objets appartenant à cette classe connus à ce jour.
Astéroïde de type R : Type rare d'astéroïde d'albédo modérément élevé. Dembowska n° 349 en est un exemple.
Astéroïde de type S : Catégorie d'astéroïdes d'albédo moyen, proches des météorites rocheuses, que l'on suppose être
composées de matière silicatée. Les astéroïdes de type S se rencontrent fréquemment dans la ceinture d'astéroïdes interne.
Astéroïde de type T : Type d'astéroïde qui se caractérise par un albédo assez faible.
Astéroïde de type V : Type d'astéroïde dont le seul exemple connu est Vesta.
Météorites pierreuses (Achrondrites)
 pauvres en métal < 35% Fe/Ni, riches en silicates
 4% des météorites collectées
 ‘A’chrondrites : pierreuses mais sans chrondres :
le chauffage auquel elles ont été soumises lors de la
formation du corps parent a détruit les chondres
 origine = fragments de l'écorce d'une petite planète déjà
différenciée
 plusieurs classes qui regroupe des météorites supposées
de même origine :
 Les Aubrites : pauvres en Ca, débris d’astéroïdes
type E (ou Mercure ?)
 Les Urélites : olivine, carbone, un peu de métaux,
gaz rares (origine ?)
 Les météorites de Vesta (HED) :
- les Eucrites : ~laves terrestres, riches en Ca,
proviendraient de la croûte basaltique de Vesta (les + vieux
basaltes du système solaire)
- les Diogénites : aussi basaltiques mais se
distinguent des eucrites par leur teneur plus faible en calcium
et leur richesse en hypersthène, des profondeurs de Vesta
- les Howardites : mélange de la matière des
eucrites et de celle des diogénites. Ce sont des échantillons
du régolithe de Vesta.
Eucrite
(1) Bereba eucrite
(3) Bereba irradiée
Champ magnétique sur Vesta ?
Météorites lunaires
et martiennes (SNC)
= météorites SNC (Shergottites,
Nakhlites, Chassignites)
1er ALHA 81005
 ~50 chutes (112 météorites pour
46kg) ~ 1/1000 vient de la Lune
 origine ? Composition chimique,
isotopique et minéralogique ↔ roches
Apollo
 âge de la Lune ~ 4,5 109 ans
 Il s'agit de « brèches » (mélange de
roche) formées lors d'impacts violents de
météorites sur le sol de la Lune
 provenant de régions aléatoires sur la
Lune à comparer aux 350 kg rapportés
par Apollo sur 6 sites (centre de la face
visible autour de Mare Imbrium)
 Exposition aux rayons cosmiques 
date d’éjection < 20 106 ans  orbite
autour de la Terre  chute
vitesse de libération
Lune = 2,4 km/s
Mars = 5,2 km/s
Corrélation entre l'abondance en N2, CO2
et divers isotopes de gaz rares dans EETA
79001 et dans l'atmosphère de mars
micro organismes ?
EETA 79001
ALHA84001
- Pas (encore) de météorite de Mercure et de Vénus…
- Roches terrestres antérieure à 3,9 109 ans sur la Lune ?
http://www.nirgal.net/meteori.html
Les météorites Belges
« Nous voici le 7 décembre 1863 dans la campagne brabançonne, peu avant
midi.... Soudain, deux très fortes détonations retentissent, suivies de
roulements et d'explosions. Les habitants, sortis à la hâte de leurs maisons,
eurent le temps de voir un corps noir allongé se fracasser sur la route au lieu
dit "le Rond Chêne". Avec empressement, les fragments furent ramassés et
distribués entre les témoins... »
Tourinnes-la-Grosse 1863 (L6)
deux morceaux pour ~15kg (reste 3.5 kg)
Lesve (1896) L6
Hainaut H3-6 (1934)
« C'est un bolide plutôt bleuté qui a traversé le ciel hollandais ce 26
novembre 1934 dans la soirée. Au fur et à mesure qu'il se rapprochait, il
devint de plus en plus brillant. Lorsqu'il passa au dessus de la ville de Liège,
la traînée lumineuse semblait mesurer plus de 5 mètres de long dans le ciel...
Très rapidement le bolide traversa la Belgique et explosa au dessus de la
ville de Mons... Ce n'est que quelques jours plus tard que l'on trouva la
météorite enfouie dans un champ de Bettrechies »
St-Denis Westrem (1855) L6
Les micrométéorites
Récolte dans votre jardin (eau de
pluie, neige) :
 très petites météorites < 1g mais ~70 103 tonnes /an sur Terre !
 très nombreuses, danger pour les astronautes
 pas détruites car très légères  énergie faible freinage
aérodynamique  tombent lentement (vol plané)
Collectées en Antarctique
et collectes en avion stratosphérique
(U2) avec aérogel sur les ailes
(particules ~intactes)
Origine cométaire/
astéroïdes
utilisation d’un aimant, observation
au microscope… mais pollution
humaine, volcans etc. ??
10 μm
Interplanetary dust particules
(IDPs) : + matière volatile, carbone,
« fluffy », haute porosité 
poussière cométaire ?
Carottes de glace
La lumière zodiacale
- faible lueur d’aspect triangulaire suit l’écliptique, plus brillante vers le Soleil
- aux latitudes moyennes nord, on l'observe le mieux vers l'ouest au
printemps, après le crépuscule, ou vers l'est à l'automne, juste avant l'aube
- réflexion de la lumière du Soleil par les poussières interplanétaires
- particules situées le long de l’écliptique centrées sur le Soleil
- densité très faible : ~1 particule (1mm, albedo=0.07) / 10 km
- mais dans les très bons sites et dans l’espace c’est la « pollution
lumineuse » dominante !
La bande zodiacale et le Gegenschein
- à l’oposé du Soleil (lueur anti-solaire) causé
par du « backscattering » et prolongé par la
bande zodiacale qui ceinture tout le ciel
(↔ lumière zodiacale)
Effet Poynting-Robertson
Sous l’action du rayonnement solaire les particules de
poussière tombent en spiralant vers le Soleil
le mouvement orbital des grains de poussière
provoque un léger décalage de la pression radiale de
la radiation solaire, ce qui ralentit leur orbite
Radiation du soleil
(S) et radiation
thermique d'une
particule vue d'un
observateur au
repos par rapport
au soleil.
La force de Poynting-Robertson est égale à:
comme g prop. 1/R2 et FPR prop. 1/R2.5  effet PR ↑ quand R↓
 e↓ et R↓
Où
W est la puissance irradiée par la particule
(= à la radiation incidente),
v est la vitesse de la particule
c est la vitesse de la lumière,
r est le rayon de l'objet,
G est la cte de gravitation universelle,
Ms est la masse du Soleil,
Ls est la luminosité solaire
R est le rayon orbital de l'objet.
~ qq milliers d’années pour tomber sur le Soleil à 1ua
 source continue de poussières par les astéroïdes et
les comètes
comme g prop. r3 et FPR prop. r2  effet PR↑ quand r↓
mais taille critique: si r < 0.1 μm  presssion de radiation > g
 particules s’échappent
Les champs de tectites
Les tectites (du grec têktos, fondu) sont de petits globules de verre naturel,
souvent en forme de coupe ou de goutte, de quelques mm à quelques cm. Elles
contiennent de 70 à 80% de silice, 3 à 16% d'alumine.
elles se répartissent à la surface de
la Terre dans des zones de forme
elliptique. Ces zones sont associées
à des cratères d'impact, et leur âge
est le même que celui du cratère.
Ce ne sont donc pas des météorites, mais des matériaux terrestres
fondus. Lors de l'impact d'une météorite assez importante, la chaleur
produite par le choc a fondu le sol terrestre, qui s'est vitrifié et a été
projeté sous forme de gouttes. Ces gouttes sont retombées plus loin sur
une surface elliptique à l'opposé de la direction d'arrivée de la météorite.
Certaines sont projetées tellement fort, qu'elle sortent de l'atmosphère,
pour aller retomber des milliers de kilomètres plus loin
Formation des cratères d’impact
Impact_movie.ogg
Les différentes étapes de la formation d’un cratère (simple) :
 Arrivée du bolide : après avoir traversé l'atmosphère en 2 secondes, le
météroïde (>100m) arrive à une vitesse de typiquement ~20 Km/s (astéroïde)
 Impact : les matériaux du socle rocheux sont fortement comprimés  onde de
choc supersonique dans le sol et le météroïde (E_cin = ½ m v2)
 Vaporisation : 0,2 s plus tard dans la zone centrale la pression = 5 109 bar,
T~5-10 103 K  sublimation explosive du météroïde et de la roche voisine
(~même volume que le météroïde), l’onde de choc s’enfonce à 20km/s (> 5km/s
onde sismique)  cratères presque toujours circulaires (sauf si inclinaison <10°)
en dessous: T~5 103 K, P=106 b  fusion de la roche
Dans les niveaux inférieurs, la P et la T diminuant, les roches du socle subissent
des déformations: mécaniques (fractures) pour une T de 250°C et une P de 350
Kb, puis plastiques pour une T de 100 °C et une P de 100 Kb et enfin élastiques.
Les matériaux issus de la vaporisation explosive commencent a être éjectés par la
décompression.
 Excavation et éjection : 2 s après l'impact, c'est la phase d'éjection des
matériaux la plus importante qui formera un cratère dit transitoire (taille du trou
maximale, profondeur ~1/3-4 du diamètre). Les matériaux éjectés sont expulsés
par la décompression et s'entassent selon leur taille, les plus gros tomberont près
du cratère, les petits plus loin (éjecta). Au fond du cratère le socle est brèchifié
(conglomérat, mélange de roches fracturées)
 Modification finale : va dépendre de l’énergie du météroïde, du terrain etc.
Après l'éjection des matériaux les bords du cratère primitif s'effondrent et la chute
de pression entraîne une détente des roches du centre qui étaient fortement
comprimées ce qui provoque un soulèvement du fond (rebond).
Cratère final 10 à 20x la taille du corps parent
Le tout prend ~10 minutes
 cratère simple (< 20km)
 cratère complexe (avec pic central ou anneau)
Les différents types de cratères
d’impact
 Cratère simple (en forme de bol, bord escarpé)
Ø <5km sur Terre, jusque 15km Lune
Mars
Meteor Crater (Terre 1km)
Plus la gravité est élevée plus vite
on forme un cratère complexe
Lune (10 km)
 Cratère complexe (pic central)
 Cratère complexe (anneau montagneux)  bassin > 500 km
Terre (Canada 32 km)
Terre (Cow, Canada 4 km)
Lune (crater 308, 80 km)
Mars (Lowell 201km)
Callisto (Valhalla
600km)
Les différents types de cratères
d’impact
 Cratère simple (en forme de bol, bord escarpé)
Ø 2-5km sur Terre, jusque 15km Lune
Mars
Meteor Crater (Terre 1km)
Cratère artificiel 100 kt
(400m)
 Cratère complexe (pic central)
Plus la gravité est élevée plus vite
on forme un cratère complexe
 Cratère complexe (anneau montagneux)  bassin > 500 km
Terre (Canada 32 km)
Lune (crater 308, 80 km)
Lune (Mare Orientale
201km)
Callisto (Valhalla
600km)
Cratères d’impact
sur Terre
Meteor Crater (Arizona) 1,2 km Ø , 180m prof.
50 000 ans , ~50 m ~ 300 000 t (Fe/Ni) 2.5MT
TNT (150x Hiroshima), 250 km2 débris
~ 170 cratères entre 50m et 300 km de Ø
 2 109 ans (mais +part < 200 106 ans)
CRATERES D’IMPACT
(astroblèmes)
Métamorphisme d’impact
 D. Barringer (1906) : Meteor Crater (mining 1929)
 E. Shoemaker (1960) : métamorphisme de shock haute
pression (reconnaissance des cratères d’impact)
Ries crater (24km, 15My, Allemagne)
 brèches (« breccia »):
couche de matière fondue et
Breccia Ries crater (Allemagne)
mélangée, constituées de
fragments anguleux de tailles
diverses des roches
cristallines et
métamorphiques du socle,
proche de la zone d’impact,
fond du cratère
 quartz choqué: déformation
microscopique des minéraux,
structure lamellaire
 cônes de percution (« shatter cone ») : se
développent dans les roches à grains fin (de 1cm à
10m), les stries coniques pointent vers le point
d’impact au dessus du fond du cratère
cratère de Rochechouart (France)
 Couche « iridium » (K/T)
cratère du Ries (Allemagne)
65 My
Intérêt de l’étude des météorites :
 Les météorites sont vieilles et nous donnent l’âge précis de la formation du système solaire
 La composition des météorites est semblable à celle du Soleil  « building blocks » des planètes
(composition de la nébuleuse solaire)
 Les météorites permettent de comprendre l’évolution géologique des corps du système solaire
elles mettent en évidence des processus divers
 Météorites provenant de la Lune, de Mars et de Vesta : témoins uniques de ces corps
 Les météorites contiennent du matériel plus vieux que le système solaire lui-même permettant de
comprendre les processus de nucléosynthèse dans le milieu interstellaire
(composition de la nébuleuse proto-solaire)