La formation du systme solaire~105-6 ans~105 ans~107 ans~4.5 109 ansKant et Laplace (fin XVIIIes)Proto-Sun (T-Tauri star)Solar nebulaConservation du moment angulaire disque en rotationProto-planetary diskProto-planets(gravitation)98% H+He + dust (silicates, iron, C) + ices (H2O, CH4 + NH3)Sun shinesGiant molecular cloudsProto-planetary disk (Bta Pictoris)

T > 1200C Fe,Ni-FeS Diffrentiation:

http://www.lisa.univ-paris12.fr/

Mtorites mtalliques (sidrites)T > 1200C Fe,Ni-FeS Structure de WidmanstttenHoba (Namibie) 60 tonnes ! > 90 % dalliage Fe/Ni (avec

Mtorites mtallo-pierreuses (mixtes ou sidrolithes) ~ proportion quivalente de silicates et de mtaux Fe/Ni (de 35 90%) (grec sidros = fer, lithos = pierre) rares : 2% des mtorites collectes origine = rgion frontire entre le noyau et le manteau de plantsimauxdiffrencismatrice de ferro-nickel enchassant de beaux cristaux d'olivine, mm-cm, jaunes verts Pallasites Msosidritesmlanges de ferro-nickel et de silicates (pyroxne et plagioclase). Les proportions de Fe/Ni et de silicates font qu'ici le mtal constitue des inclusions dans les silicates, l'inverse des pallasites. Elles se sont forms moindre profondeur ou par impact dun corps mtallique avec un astrode diffrenci.EsquelEstherville

Mtorites pierreuses (Achrondrites) pauvres en mtal < 35% Fe/Ni, riches en silicates 4% des mtorites collectes Achrondrites : pierreuses mais sans chrondres : le chauffage auquel elles ont t soumises lors de la formation du corps parent a dtruit les chondres origine = fragments de l'corce d'une petite plante dj diffrencie plusieurs classes qui regroupe des mtorites supposes de mme origine : Les Aubrites : pauvres en Ca, dbris dastrodes type E (ou Mercure ?) Les Urlites : olivine, carbone, un peu de mtaux, gaz rares (origine ?) Les HED :- les Eucrites : ~laves terrestres, riches en Ca, crote basaltique (les + vieux basaltes du systme solaire) - les Diognites : aussi basaltiques mais se distinguent des eucrites par leur teneur plus faible en calcium et leur richesse en hypersthne, + grande profondeur- les Howardites : mlange de la matire des eucrites et de celle des diognites. EucriteAubrite

Signatures spectrales des astrodes et correspondances mtoritiquesSpectres (dans le visible+NIR) de quelques astrodesSpectres des familles de mtorites pris au laboratoireTrouver les correspondances spectres astrodes spectres mtorites - aspect du spectre (pente, raies dabsorption) + albdo

composition de surface de lastrode histoire gologique de lastrodeNotes : ~ incertitude de lalbdo facteur 2 (taille des grains inconnue)1 astrode plusieurs minreaux en surface (fit pas toujours bon)- pente + astrodes (avec silicates) sont +rougis vers IR (spaceweathering)

Signatures spectrales des astrodes et correspondances mtoritiquesLa plupart des astrodes contiennent en fait des mixtures de l'un ou l'autre des minraux, dans des proportions diverses, rendant l'interprtation difficile Comparaison entre spectre dastrodes (visible-IR) et spectres de mtorites en laboratoire

La classification des astrodes (Tholen) Classe C (carboneous) : objets carbons trs sombres, tmoins de l'origine du systme solaire (75% des astrodes) ; localiss dans la rgion extrieure de la CPA Les objets de classes S et M sont le rsultat d'un choc : ce sont les morceaux d'un astre plus gros au sein duquel les mtaux ont pu fondre.

Autres classes (1%) : sont des variantes des classes principales C, S et M dans lesquelles de nombreux astrodes ne peuvent tre classs

Classe S (stony) : objets mtalliques (nickel, fer, magnsium, silicates) plus brillants (17% des astrodes) Classe M (metallic) : objets en fer et nickel purs, brillants (7% des astrodes)

Les types dastrodes (Tholen): classes en fonction de lalbdo et du spectre (~composition)Astrode de type A : Astrode de type rare qui se caractrise par un albdo moyennement lev et une couleur rouge trs intense. Une forte absorption dans le proche infrarouge semble indiquer la prsence d'olivine. Astrode de type B : Sous-classe d'astrodes de type C qui se distinguent par un albdo plus lev. Astrode de type C : Catgorie d'astrodes de couleur gris fonc possdant un albdo d'environ 5%. Le "C" signifie "carbon" et on pense qu'ils sont composs du mme type de matire que les chondrites carbones. Les astrodes de type C sont frquents dans la partie extrieure de la ceinture principale. Astrode de type D : Type d'astrode rougetre que l'on trouve rarement dans la ceinture principale, mais qui devient plus frquent des distances trs grandes du Soleil. Astrode de type E : Type d'astrode d'albdo lev. Sa composition peut ressembler celles de mtorites connues sous le nom d'achondrites enstatites. Astrode de type F : Sous-classe d'astrodes de type C qui se distinguent par une faible ou inexistante absorption des UV dans leurs spectre. Astrode de type G : Sous-classe d'astrodes de type C qui se distinguent par une forte absorption des UV dans le spectre. Astrode de type M : Catgorie assez commune d'astrodes faible albdo ; on suppose qu'elle possde une composition mtallique semblable aux mtorites ferreuses. Astrode de type P : Type d'astrode faible albdo, frquent dans la partie extrieure de la ceinture principale. Astrode de type Q : Type rare d'astrode, proche de la classe des mtorites chondrites. Les astrodes Apollo et peu d'autres s'approchant de la Terre sont les seuls objets appartenant cette classe connus ce jour. Astrode de type R : Type rare d'astrode d'albdo modrment lev. Dembowska n 349 en est un exemple. Astrode de type S : Catgorie d'astrodes d'albdo moyen, proches des mtorites rocheuses, que l'on suppose tre composes de matire silicate. Les astrodes de type S se rencontrent frquemment dans la ceinture d'astrodes interne. Astrode de type T : Type d'astrode qui se caractrise par un albdo assez faible. Astrode de type V : Type d'astrode dont le seul exemple connu est Vesta.

Mtorites pierreuses (Achrondrites) pauvres en mtal < 35% Fe/Ni, riches en silicates 4% des mtorites collectes Achrondrites : pierreuses mais sans chrondres : le chauffage auquel elles ont t soumises lors de la formation du corps parent a dtruit les chondres origine = fragments de l'corce d'une petite plante dj diffrencie plusieurs classes qui regroupe des mtorites supposes de mme origine : Les Aubrites : pauvres en Ca, dbris dastrodes type E (ou Mercure ?) Les Urlites : olivine, carbone, un peu de mtaux, gaz rares (origine ?) Les mtorites de Vesta (HED) :- les Eucrites : ~laves terrestres, riches en Ca, proviendraient de la crote basaltique de Vesta (les + vieux basaltes du systme solaire) - les Diognites : aussi basaltiques mais se distinguent des eucrites par leur teneur plus faible en calcium et leur richesse en hypersthne, des profondeurs de Vesta - les Howardites : mlange de la matire des eucrites et de celle des diognites. Ce sont des chantillons du rgolithe de Vesta. Eucrite(1) Bereba eucrite(3) Bereba irradie

Champ magntique sur Vesta ?

Mtorites lunaires et martiennes (SNC) ~50 chutes (112 mtorites pour 46kg) ~ 1/1000 vient de la Lune origine ? Composition chimique, isotopique et minralogique roches Apollo ge de la Lune ~ 4,5 109 ans Il s'agit de brches (mlange de roche) formes lors d'impacts violents de mtorites sur le sol de la Lune provenant de rgions alatoires sur la Lune comparer aux 350 kg rapports par Apollo sur 6 sites (centre de la face visible autour de Mare Imbrium) Exposition aux rayons cosmiques date djection < 20 106 ans orbite autour de la Terre chute

1er ALHA 81005= mtorites SNC (Shergottites, Nakhlites, Chassignites)micro organismes ?ALHA84001vitesse de libration Lune = 2,4 km/sMars = 5,2 km/sCorrlation entre l'abondance en N2, CO2 et divers isotopes de gaz rares dans EETA 79001 et dans l'atmosphre de marshttp://www.nirgal.net/meteori.html

- Pas (encore) de mtorite de Mercure et de Vnus- Roches terrestres antrieure 3,9 109 ans sur la Lune ?EETA 79001

Les mtorites BelgesTourinnes-la-Grosse 1863 (L6)deux morceaux pour ~15kg (reste 3.5 kg)St-Denis Westrem (1855) L6 Nous voici le 7 dcembre 1863 dans la campagne brabanonne, peu avant midi.... Soudain, deux trs fortes dtonations retentissent, suivies de roulements et d'explosions. Les habitants, sortis la hte de leurs maisons, eurent le temps de voir un corps noir allong se fracasser sur la route au lieu dit "le Rond Chne". Avec empressement, les fragments furent ramasss et distribus entre les tmoins...C'est un bolide plutt bleut qui a travers le ciel hollandais ce 26 novembre 1934 dans la soire. Au fur et mesure qu'il se rapprochait, il devint de plus en plus brillant. Lorsqu'il passa au dessus de la ville de Lige, la trane lumineuse semblait mesurer plus de 5 mtres de long dans le ciel... Trs 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 mtorite enfouie dans un champ de BettrechiesHainaut H3-6 (1934)Lesve (1896) L6

Les micromtoritesutilisation dun aimant, observation au microscope mais pollution humaine, volcans etc. ?? trs petites mtorites < 1g mais ~70 103 tonnes /an sur Terre ! trs nombreuses, danger pour les astronautes pas dtruites car trs lgres nergie faible freinage arodynamique tombent lentement (vol plan)Collectes en AntarctiqueCarottes de glaceRcolte dans votre jardin (eau de pluie, neige) :Interplanetary dust particules (IDPs) : + matire volatile, carbone, fluffy, haute porosit poussire comtaire ?et collectes en avion stratosphrique (U2) avec arogel sur les ailes (particules ~intactes)Origine comtaire/ astrodes10 m

La lumire zodiacale faible lueur daspect triangulaire suit lcliptique, plus brillante vers le Soleil

aux latitudes moyennes nord, on l'observe le mieux vers l'ouest au printemps, aprs le crpuscule, ou vers l'est l'automne, juste avant l'aube

rflexion de la lumire du Soleil par les poussires interplantaires

particules situes le long de lcliptique centres sur le Soleil

densit trs faible : ~1 particule (1mm, albedo=0.07) / 10 km

mais dans les trs bons sites et dans lespace cest la pollution lumineuse dominante !

La bande zodiacale et le Gegenschein lopos du Soleil (lueur anti-solaire) caus par du backscattering et prolong par la bande zodiacale qui ceinture tout le ciel ( lumire zodiacale)

Effet Poynting-RobertsonSous laction du rayonnement solaire les particules de poussire tombent en spiralant vers le SoleilRadiation du soleil (S) et radiation thermique d'une particule vue d'un observateur au repos par rapport au soleil. O W est la puissance irradie par la particule (= la radiation incidente), v est la vitesse de la particulec est la vitesse de la lumire, r est le rayon de l'objet, G est la cte de gravitation universelle, Ms est la masse du Soleil, Ls est la luminosit solaire R est le rayon orbital de l'objet.le mouvement orbital des grains de poussire provoque un lger dcalage de la pression radiale de la radiation solaire, ce qui ralentit leur orbiteLa force de Poynting-Robertson est gale :

comme g prop. 1/R2 et FPR prop. 1/R2.5 effet PR quand R e et R

~ qq milliers dannes pour tomber sur le Soleil 1ua source continue de poussires par les astrodes et les comtes

comme g prop. r3 et FPR prop. r2 effet PR quand rmais taille critique: si r < 0.1 m presssion de radiation > g particules schappent

Les champs de tectitesLes tectites (du grec tktos, fondu) sont de petits globules de verre naturel, souvent en forme de coupe ou de goutte, de quelques mm quelques cm. Elles contiennent de 70 80% de silice, 3 16% d'alumine. elles se rpartissent la surface de la Terre dans des zones de forme elliptique. Ces zones sont associes des cratres d'impact, et leur ge est le mme que celui du cratre. Ce ne sont donc pas des mtorites, mais des matriaux terrestres fondus. Lors de l'impact d'une mtorite assez importante, la chaleur produite par le choc a fondu le sol terrestre, qui s'est vitrifi et a t projet sous forme de gouttes. Ces gouttes sont retombes plus loin sur une surface elliptique l'oppos de la direction d'arrive de la mtorite. Certaines sont projetes tellement fort, qu'elle sortent de l'atmosphre, pour aller retomber des milliers de kilomtres plus loin

Formation des cratres dimpactLes diffrentes tapes de la formation dun cratre (simple) :

Arrive du bolide : aprs avoir travers l'atmosphre en 2 secondes, le mtrode (>100m) arrive une vitesse de typiquement ~20 Km/s (astrode) Impact : les matriaux du socle rocheux sont fortement comprims onde de choc supersonique dans le sol et le mtrode (E_cin = 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 mtrode et de la roche voisine (~mme volume que le mtrode), londe de choc senfonce 20km/s (> 5km/s onde sismique) cratres presque toujours circulaires (sauf si inclinaison

Les diffrents types de cratres dimpact Cratre simple (en forme de bol, bord escarp) 500 kmMars Meteor Crater (Terre 1km) Mars (Lowell 201km)Terre (Canada 32 km)Callisto (Valhalla 600km) Terre (Cow, Canada 4 km)Lune (10 km)Plus la gravit est leve plus vite on forme un cratre complexe Lune (crater 308, 80 km)

Les diffrents types de cratres dimpact Cratre simple (en forme de bol, bord escarp) 2-5km sur Terre, jusque 15km Lune Cratre complexe (pic central) Cratre complexe (anneau montagneux) bassin > 500 kmMars Meteor Crater (Terre 1km) Lune (Mare Orientale 201km)Terre (Canada 32 km)Callisto (Valhalla 600km)Lune (crater 308, 80 km)Cratre artificiel 100 kt (400m)Plus la gravit est leve plus vite on forme un cratre complexe

Cratres dimpact sur TerreMeteor Crater (Arizona) 1,2 km , 180m prof.50 000 ans , ~50 m ~ 300 000 t (Fe/Ni) 2.5MTTNT (150x Hiroshima), 250 km2 dbris(astroblmes)~ 170 cratres entre 50m et 300 km de 2 109 ans (mais +part < 200 106 ans)

CRATERES DIMPACT

Mtamorphisme dimpact D. Barringer (1906) : Meteor Crater (mining 1929) E. Shoemaker (1960) : mtamorphisme de shock haute pression (reconnaissance des cratres dimpact) brches (breccia): couche de matire fondue et mlange, constitues de fragments anguleux de tailles diverses des roches cristallines et mtamorphiques du socle, proche de la zone dimpact, fond du cratre cnes de percution (shatter cone) : se dveloppent dans les roches grains fin (de 1cm 10m), les stries coniques pointent vers le point dimpact au dessus du fond du cratrecratre de Rochechouart (France) cratre du Ries (Allemagne) Couche iridium (K/T) quartz choqu: dformation microscopique des minraux, structure lamellaireBreccia Ries crater (Allemagne) Ries crater (24km, 15My, Allemagne) 65 My

Intrt de ltude des mtorites : Les mtorites sont vieilles et nous donnent lge prcis de la formation du systme solaire

La composition des mtorites est semblable celle du Soleil building blocks des plantes (composition de la nbuleuse solaire)

Les mtorites permettent de comprendre lvolution gologique des corps du systme solaire elles mettent en vidence des processus divers

Mtorites provenant de la Lune, de Mars et de Vesta : tmoins uniques de ces corps

Les mtorites contiennent du matriel plus vieux que le systme solaire lui-mme permettant de comprendre les processus de nuclosynthse dans le milieu interstellaire (composition de la nbuleuse proto-solaire)

Du point de vue du systme solaire dans son ensemble, le grain de poussire absorbe la lumire du soleil venant d'une direction parfaitement radiale. Cependant, le dplacement du grain de poussire par rapport au Soleil fait que la r-mission de l'nergie est ingalement distribue (plus vers l'avant que vers l'arrire), ce qui provoque un changement quivalent du moment angulaire (un peu comme le recul d'une arme feu).