Condensation et accrétion des premiers solides à l'origine des corps parents des météorites primitives | INSTITUT DE PHYSIQUE DU GLOBE DE PARIS

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Cosmochemistry, Astrophysics and Experimental Geophysics

  Condensation et accrétion des premiers solides à l'origine des corps parents des météorites primitives

Sujet proposé pour 2015
Encadrant (et co-encadrant) : 
Résumé: 

Parmi les météorites, les chondrites sont considérées, de par leur composition chimique et isotopique et leur nature pétrographique et minéralogique, comme les plus primitives. Ce sont des fragments de petites planètes (les planétésimaux) formées par accrétion de la poussière présente dans le plan du disque protoplanétaire durant les premiers quelques millions d'années de son histoire. Tous les modèles de formation planétaire et les modèles de composition de Terre, considèrent jusqu'à présent les chondrites comme un échantillonnage représentatif  des objets à partir desquels les planètes se sont formées.

 

            De grandes avancées ont été réalisées récemment, d'une part dans l'étude de la chronologie de formation des composants des chondrites (essentiellement grâce aux variations de concentration de 26Al), et d'autre part dans la simulation astrophysique du transport et de l'accrétion du gaz et des grains du disque pour former les premiers corps planétaires. Toutes ces avancées montrent que la formation des chondrites n'est pas aussi simple à comprendre qu'on le pensait jusqu'à présent. Il est par exemple évident maintenant que les différents composants des chondrites (les inclusions réfractaires ou CAIs, les chondres et la matrice) ont eu des histoires complexes (condensation, évaporation, fusion, altération) à différents endroits du disque et pendant des durées variables avant leur incorporation par accrétion dans les corps parents des chondrites. Plusieurs questions clefs, parmi d'autres, se posent: (i) à quel moment dans l'évolution du disque les chondrites se sont elles formées, (ii) est ce que la formation planétaire passe obligatoirement par un stade d'objets planétaires chondritiques, (iii) quelle était la structure des corps parents des chondrites, (iv) pourquoi les chondrites ont elles une composition solaire, y a t'il une complémentarité entre chondres et matrice, et plus généralement d'où viennent les différences de composition chimique des chondrites?

 

            L'objectif de cette thèse est de reconsidérer l'origine des chondrites et de leurs composants en développant une approche, jamais été utilisée jusqu'à présent, qui repose sur les variations, à priori faibles mais significatives, des compositions isotopiques des éléments majeurs qui contrôlent 95% de la composition des chondrites (Ca, Mg, Al et Si, ou composition CMAS) hors phase métallique, et de quelques éléments mineurs d'intérêt tels que le Ti. Certains des arguments les plus forts sur l'origine des chondrites, des CAIs et des chondres viennent des co-variations observées entre les éléments majeurs (e.g. rapports Al/Si, Mg/Si, Ca/Si, cf "diagramme de Jagoutz"). Nous souhaitons reconstruire tous ces raisonnements à partir des variations éventuelles des compositions isotopiques de ces éléments et de leurs co-variations avec les rapports de concentration. Les variations des compositions isotopiques de Mg, Ca et Si (fractionnement des isotopes stables) sont par exemple des indicateurs des processus d'évaporation et de condensation, celles de l'isotope radiogénique du Mg (26Mg provenant de la désintégration radioactive de 26Al) sont des indicateurs de chronologie relative, celles du Ti (fractionnement des isotopes stables) pourraient être des indicateurs de fO2.