QUE SAIS-JE ?

Les météorites

MATTHIEU GOUNELLE

978-2-13-061619-1

Dépôt légal — 1re édition : 2009, août

© Presses Universitaires de France, 2009
6, avenue Reille, 75014 Paris

Avant-propos

Les météorites sont des pierres tombées sur Terre depuis le ciel. Elles ont l’âge du système solaire et sont les objets les plus anciens pouvant tenir dans une main d’homme. Elles sont à la fois des signes mystérieux nous invitant à embrasser dans un même regard la terre et le ciel, et des objets de science qui, étudiés avec les instruments les plus sophistiqués, représentent une fenêtre ouverte sur la recherche contemporaine. Cette conjugaison entre passé et présent, entre histoire naturelle et recherche de pointe fait des météorites des objets à nuls autres pareils.

L’étude des météorites a pris le nom de cosmochimie en français, et de meteoritics en anglais. Parmi les enjeux scientifiques de la cosmochimie, on dénombre l’interaction des corps extraterrestres avec la biosphère, la formation de notre système solaire, l’évolution géologique des corps célestes ou encore l’origine de la vie sur Terre. Hormis les échantillons lunaires rapportés par les missions Apollo et Luna, et les poussières de comètes collectées récemment par la mission Stardust de la National Aeronautics & Space Administration (NASA), les météorites sont les seuls échantillons solides de corps du système solaire autres que la Terre susceptibles d’être étudiés au laboratoire.

L’ambition de cet ouvrage est de présenter le double visage des météorites : naturaliste et scientifique. Il nous a fallu parfois simplifier, et passer sous silence certains des débats les plus animés de la recherche contemporaine. Peut-être est-ce une façon de les remettre à leur juste place. Tout au long de la rédaction, nous nous sommes heurtés à la difficulté d’écrire un livre sur les météorites sans pouvoir utiliser d’images : il faudra s’accommoder des seuls mots, et se passer des visions éclairantes de l’intérieur des météorites ou de l’extérieur des astres.

Les mots en gras sont des mots clés ; ils permettent au lecteur abordant le livre avec des questions préalables de trouver facilement, du moins est-ce notre souhait, des éléments de réponse. Dans le même esprit, nous usons abondamment de rappels qui ont pour but de faciliter une navigation non linéaire à travers le livre.

Ce livre rend compte d’observations et de concepts élaborés par un vaste ensemble de personnalités scientifiques depuis deux cents ans. Le format d’un tel livre interdit de mentionner tous les défricheurs et découvreurs. Il est cependant évident que nous ne pouvons être en aucune manière crédités des résultats exposés ci-après. Nous en sommes tout au plus le passeur.

Ma gratitude va à M. Selo, J. Gattacecca, M. Chaussidon, M. Vittu de Kerraoul, F. Galante et H. Prigent pour leur relecture attentive et amicale du manuscrit, à M. Serrano, C. Fieni, M. Denise, A. Bengana et J. Desprez pour leur aide dans la réalisation des figures, à F. Robert pour son soutien indéfectible et à J. Duprat pour ses avis éclairés et amicaux. Au cours de la rédaction j’ai sollicité un très grand nombre de spécialistes des météorites pour vérifier un fait, préciser un chiffre. Que chacun soit ici remercié, en particulier les responsables des collections de météorites dans les grands musées, ainsi que Jeff Grossman, secrétaire de la Meteoritical Society. Je ne saurais trop remercier la Fondation des Treilles pour m’avoir accueilli pendant deux semaines. La Fondation des Treilles, créée par Anne Gruner Schlumberger, a notamment pour vocation d’ouvrir et de nourrir le dialogue entre les sciences et les arts afin de faire progresser la création et la recherche contemporaines. Elle accueille également des chercheurs et des écrivains dans le domaine des Treilles (Var) (www.les-treilles.com).

Chapitre I

Éléments de planétologie et de cosmochimie

I. – Définitions liminaires

Les météorites sont des pierres tombées du ciel de taille supérieure au millimètre. La plus grosse météorite est la météorite de Hoba (Namibie) découverte en 1920 et pesant environ 60 t. Les micrométéorites sont des poussières tombées du ciel de taille comprise entre le micromètre (millionième de mètre) et le millimètre. On distingue les chutes, météorites dont l’arrivée sur terre a été observée, des trouvailles, météorites trouvées soit par hasard, soit à la suite de campagnes systématiques de recherche (voir II. – Les collectes de matière extraterrestre).

Les chutes et les trouvailles prennent le nom du village le plus proche de la découverte. Cette règle ne vaut cependant pas pour les météorites trouvées dans les déserts ou en Antarctique, en raison de leur grand nombre et de la rareté des installations humaines dans ces régions. Les météorites trouvées dans le désert saharien sont désignées par un nom du type NWA 352, qui identifie la 352e météorite déclarée provenant de l’Afrique du Nord-Ouest (NWA pour North West Africa). Pour ce qui est des météorites trouvées en Antarctique, la nomenclature met l’accent sur la région et l’année de la trouvaille. ALH 84001 est par exemple la première des météorites trouvées par l’expédition américaine à proximité des montagnes Alan Hills lors de la campagne 1983-1984 (fig. 1).

Fig. 1. – Continent antarctique

Différents lieux de collecte de météorites et de micrométéorites sont indiqués : ALH : Alan Hills ; CP : Cap Prudhomme ; DC : Dôme C ; EET : Elephant Moraine ; FRO : Frontier Mountains ; GRA : Graves Nunataks ; PCA : Pecora Escarpment ; PAT : Patuxent Range ; QUE : Queen Alexandra Range. Les sites de Frontier Mountains à Pecora Escarpment correspondent à la chaîne de montagnes transantarctique.

Pour être officiellement reconnu comme une météorite, un objet doit être caractérisé par une équipe scientifique qualifiée. Il sera déclaré auprès de la Meteoritical Society qui édite chaque année le Meteoritical Bulletin recensant annuellement les nouvelles météorites. 20 g (ou 20 % pour une météorite de moins de 100 g) de l’échantillon doivent être déposés auprès d’une institution scientifique et représentent le spécimen type.

II. – Éléments de planétologie

Le système solaire se définit comme l’ensemble des corps en révolution autour du Soleil, corps le plus massif du système solaire. Notre Soleil est une étoile banale, de type G, et de masse¹ 3 x 10³² g. La taille du système solaire est de l’ordre de quelques centaines d’unités astronomiques², alors que l’étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est située à 260 000 UA. Le système solaire est donc isolé par rapport aux autres étoiles de notre Galaxie, tout comme notre Galaxie est isolée des autres galaxies.

Le système solaire contient huit planètes (Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Les satellites sont des corps en révolution autour d’une planète. Un satellite peut être de forme sphérique ou irrégulière. Pluton et d’autres corps de forme sphérique, mais qui ne sont pas assez massifs pour avoir dynamiquement éliminé tous les corps autour d’eux, sont appelés des planètes naines.

Les petits corps sont des objets qui ne sont pas suffisamment massifs pour avoir adopté une forme d’équilibre sphérique. On distingue parmi les petits corps les astéroïdes et les comètes. Les astéroïdes se rencontrent principalement entre Mars et Jupiter, dans la ceinture principale d’astéroïdes. Les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes dont l’orbite a été modifiée par des interactions proches avec les planètes et dont l’orbite croise celui de la Terre. Les comètes se trouvent au-delà de l’orbite de Jupiter. On considère généralement que les comètes se distinguent des astéroïdes en raison de leur activité, c’est-à-dire de leur capacité à relâcher de l’eau et du gaz carbonique lorsqu’elles s’approchent du Soleil. La figure 2 donne une représentation schématique de la géographie du système solaire.

Fig. 2. – Présentation schématique du système solaire.

Le Soleil est au centre.

M : Mercure ; V : Vénus ; T : Terre

Les météorites sont des fragments de roches arrachées par des impacts aux corps célestes (voir VI. – Billard cosmique). Elles peuvent provenir de planètes, de planètes naines, de satellites, d’astéroïdes et de comètes qui sont alors désignés sous le nom de corps-parent des météorites.

III. – Éléments de géochimie

La composition chimique d’une roche donne l’abondance absolue des différents éléments chimiques. On distingue, suivant leur abondance, les éléments majeurs (abondance de quelques dizaines de pour-cent) des éléments mineurs (de quelques pour-mille à quelques pour-cent) et des éléments en trace (inférieurs au pour-mille). On distingue les éléments réfractaires qui forment des alliages haute température des éléments volatils qui sont préférentiellement dans la phase gazeuse. Les gaz rares (hélium, néon, argon, krypton, xénon) sont des éléments qui réagissent très peu chimiquement (ils sont dits inertes) et demeurent dans la phase gazeuse.

L’état d’oxydation du fer est une propriété chimique importante des roches. Sur Terre, une grande partie du fer est oxydée, c’est-à-dire qu’un atome de fer est systématiquement lié avec un atome d’oxygène (Fe²⁺ lié comme FeO) ou avec un atome et demi d’oxygène (Fe³⁺ lié comme Fe₂O₃). Dans les météorites, on trouve également le fer dans son état réduit (le contraire d’oxydé), c’est-à-dire sous forme métallique (Fe⁰). Cette différence entre les roches terrestres et les météorites s’explique par la formation de la majorité des météorites dans un milieu plus réduit (moins riche en oxygène) que la Terre. Le fer n’est pas le seul élément chimique à avoir différents états d’oxydation. Par exemple, le soufre peut être présent sous forme de sulfure (S²⁻, lié comme FeS), de soufre métallique (S⁰, S), ou de sulfates (S⁶⁺, lié comme SO₃).

La pétrographie établit la nature et les relations entretenues par les différents composants d’une roche. La minéralogie décrit les différents minéraux présents dans une roche et leur composition. Un minéral est un composé d’atomes répondant à une structure cristallographique (arrangement des atomes entre eux) donnée. La composition chimique des minéraux peut varier puisqu’un même site cristallographique peut être occupé par différents éléments chimiques. Les principales classes de minéraux sont les silicates, les oxydes, les sulfures et les éléments natifs. Les silicates sont des minéraux qui associent des cations (Mg, Fe, Ca…) avec le groupement SiO₄, Les oxydes associent des cations (Mg, Fe, Ca…) avec des atomes d’oxygène. Les sulfures associent du soufre réduit (voir voir paragraphe “La composition chimique” du « III. – Éléments de géochimie) et un cation. Les éléments natifs sont des éléments purs ou des alliages d’éléments purs. Le fer est l’élément natif le plus commun dans les météorites.

La densité des pierres, composées principalement d’oxydes et de silicates est d’environ 3 g/cm³. La densité du fer est d’environ 7 g/cm³.

IV. – Éléments de cosmochimie isotopique

Un atome est composé d’un noyau et d’un cortège d’électrons orbitant autour de ce noyau. Le noyau est composé de protons et de neutrons. Les protons sont chargés positivement et les neutrons sont dépourvus de charge. Les électrons sont chargés négativement. Le nombre de protons et le nombre d’électrons sont égaux : l’atome est électriquement neutre. Le nombre de protons (noté Z) définit un élément chimique. Par exemple l’hydrogène a 1 proton, l’hélium en a 2, l’oxygène en a 8, le fer en a 26. Un même élément chimique peut avoir un nombre de neutrons (N) variable.

L’hydrogène peut avoir 0 ou 1 neutron. L’oxygène peut avoir 8, 9 ou 10 neutrons. On parle des différents isotopes stables d’un même élément. L’oxygène a trois isotopes stables : ¹⁶O (8 protons, 8 neutrons), ¹⁷O (8 protons, 9 neutrons) et ¹⁸O (8 protons et 10 neutrons). Le fer a quatre isotopes stables : ⁵⁴Fe (26 protons, 28 neutrons), ⁵⁶Fe (26 protons, 30 neutrons), ⁵⁷Fe (26 protons, 31 neutrons) et ⁵⁸Fe (26 protons, 32 neutrons). Certains éléments chimiques n’ont qu’un isotope stable, comme l’aluminium (²⁷Al, 13 protons et 14 neutrons). Pour des molécules, on parlera d’isotopomères.

Un isotope est dit radioactif lorsqu’il se désintègre en un autre isotope, appelé isotope fils. L’aluminium-26 (²⁶Al, 13 protons et 13 neutrons) décroît sur le ²⁶Mg avec une période de 740 000 ans (la période est le temps nécessaire pour que la moitié des noyaux radioactifs ait décru). Si vous avez 120 noyaux d’aluminium-26 à un temps t = 0, vous n’en aurez plus que 60 au bout de 740 000 ans, 30 au bout de 1,48 million d’années, 15 au bout de 2,22 millions d’années. Au bout d’un temps égal à x périodes, l’abondance initiale a été divisée par 2x.

Les variations de la composition isotopique de la matière lors de processus telles l’évaporation, la condensation ou la cristallisation fractionnée dépendent de la masse relative des isotopes concernés. On parle de fractionnement dépendant de la masse. L’intensité de ce fractionnement varie selon la nature, les caractéristiques physicochimiques et la durée des processus qui l’ont généré. Les variations de la composition isotopique des échantillons terrestres peuvent s’expliquer entièrement dans le cadre du fractionnement dépendant de la masse. En revanche, les météorites présentent des variations de leur composition isotopique qui ne peuvent être expliquées par le fractionnement dépendant de la masse. On parle d’anomalies isotopiques ou de fractionnement indépendant de la masse.

V. – Des corps primitifs aux corps différenciés

Les éléments radioactifs contenus dans le volume des corps célestes ont pour effet de chauffer ces derniers. Les corps célestes se refroidissent par leur surface. Si le rapport surface/volume (qui varie comme l’inverse du rayon) est faible, c’est-à-dire si le corps est gros, il ne peut se refroidir et sa température interne s’élève.

Ainsi, les plus dodus des corps célestes ont eu une température interne tellement élevée qu’ils ont en grande partie ou totalement fondu et que la phase métallique et la phase silicatée (immiscibles en phase liquide) se sont séparées. On parle de différenciation. Le fer, plus dense, se retrouve au centre tandis que les silicates plus légers forment un manteau et une croûte (voir fig. 9, ). La Terre et les autres planètes telluriques (Mercure, Vénus, Mars) sont différenciées. C’est également le cas de certains satellites, comme la Lune, et des astéroïdes les plus gros.

Certains corps de taille respectable, soit parce qu’ils ne sont pas assez massifs, soit parce qu’ils ne contiennent pas assez d’éléments radioactifs, n’atteignent pas des températures suffisantes pour fondre, et la ségrégation entre le métal et les silicates ne s’opère pas. Une élévation de température modérée a cependant pour effet de remobiliser les éléments chimiques du corps considéré. On parle alors de métamorphisme thermique (voir II. – Métamorphisme thermique et hydrothermalisme dans les chondrites).

Certains petits corps et planètes naines contiennent de la glace d’eau et de monoxyde de carbone. L’élévation de température peut conduire à la fusion de cette glace. L’eau et le monoxyde de carbone circulent alors dans le corps sous forme liquide ou gazeuse. Ils réagissent avec les minéraux primaires de la roche pour former des minéraux secondaires comme des argiles, des carbonates ou de la magnétite. On parle d’hydrothermalisme ou d’altération hydrothermale (voir II. – Métamorphisme thermique et hydrothermalisme dans les chondrites), car ces processus physicochimiques sont les analogues exacts de ceux rencontrés dans les sources hydrothermales sur Terre.

VI. – Billard cosmique

Les impacts ont joué un grand rôle dans l’histoire du système solaire. Les collisions entre astéroïdes, comètes et planètes ont lieu à...