Cosmochimie et planétologie

Les météorites primitives, encore appelées chondrites, sont les reliquats des briques à partir desquelles les planètes telluriques se sont formées. De ce fait, leur étude est nécessaire à la compréhension de la composition de la jeune Terre et de son évolution physico-chimique vers l’habitabilité. Les chercheurs du thème s’intéressent aux les processus et à la chronologie de formation des premiers solides au sein du disque protoplanétaire, ainsi qu’à l’accrétion des embryons planétaires.

Les chondrites proviennent de petits corps du Système Solaire n’ayant que peu évolués géologiquement depuis leur formation, il y a 4.57 milliards d’années. Elles constituent donc des archives de la matière solide du disque protoplanétaire. Les chondres, sphérules silicatées et composants majoritaires des chondrites, fournissent des informations primordiales sur la structure et la dynamique du disque protoplanétaire et les processus physico-chimiques qui s’y sont déroulés. Ils permettent également d’obtenir des contraintes sur les conditions et la chronologie de formation de notre planète.

Les chondres constituent un des objets d’étude centraux du thème. En effet, les chercheurs du thème abordent les caractéristiques des chondres par plusieurs approches observationnelles, analytiques et expérimentales. Les objectifs sont de déterminer à la fois (i) la chronologie de formation de ces objets (datations Al-Mg), (ii) leur histoire thermique (expériences de hautes températures, étude des textures et des comportements chimiques et isotopiques – Li, Mg, O), et (iii) l’évolution de la matière dans le disque (compositions des précurseurs des chondres, et conditions chimiques et rédox de leurs environnements de formation). L’accent est mis sur la caractérisation exhaustive des chondres dans les différents types de chondrites, notamment les chondrites originaires des zones internes du disque d’accrétion correspondant au lieu de formation de la Terre et les planètes rocheuses. Les chondres étant le composant majoritaire des chondrites et, de ce fait, des premières briques à partir desquels les corps planétaires se sont formés, nous cherchons également à quantifier les abondances et déterminer les caractéristiques chimiques des éléments H, C, N, O, S et halogènes constitutifs des molécules propices à l’émergence et au maintien de la vie sur Terre. En parallèle, les travaux déjà menés sur la distribution de l’eau et d’autres éléments volatils (azote et gaz rares) et des composés organiques dans le disque protoplanétaire se poursuivent par l’application de méthodes d’analyses in situ (sonde ionique) et en roche totale (spectrométrie isotopes stables, analyses thermogravimétriques, spectrométrie gaz rares) à une diversité de matériaux primitifs du Système Solaire : chondrites, micrométéorites et échantillons d’astéroïde rapportés par les missions spatiales Hayabusa 2 (JAXA) et OSIRIS-REx (NASA).

Parmi les caractéristiques chimiques qui distinguent les objets planétaires, l’état redox est non seulement celle qui montre le plus de variabilité, mais c’est aussi celle qui conditionne le plus l’habitabilité des planètes. Il est donc important de comprendre comment une planète acquiert son état rédox. Cette question est abordée à travers (i) une étude expérimentale du comportement thermodynamique du fer et du soufre en conditions réductrices (analogue à l’océan magmatique de Mercure, et possiblement d’une partie de la Terre), (ii) le développement et l’utilisation d’outils pour mesurer précisément l’état rédox de petits objets naturels (chondres, achondrites, micrométéorites) et (iii) l’exploration expérimentale d’un nouveau modèle de formation planétaire impliquant l’évaporation de poussière primitive. Ces résultats seront notamment fondamentaux pour comprendre le comportement des éléments volatils pendant l’accrétion et la différenciation planétaire.

Il est communément admis que le budget global des éléments volatils sur Terre a été forgé par les contributions de diverses sources cosmochimiques (nébulaires, chondritiques, cométaires), l’accrétion et les interactions complexes entre l’intérieur et la surface. D’autres processus de formation planétaire, comme la différenciation noyau-manteau, la cristallisation de l’océan magmatique et le dégazage précoce, ont également modifié les concentrations et les compositions isotopiques originales des éléments volatils piégés à l’intérieur des planètes telluriques. Nous étudions donc les effets des conditions de formation (la taille des planètes, i.e. les conditions pression-température, P–T; la f_O2; les teneurs initiales en éléments volatils : H et S) sur les rapports élémentaires et isotopiques des éléments volatils (H, C, N et S) lors de la formation des noyaux planétaires en combinant des expériences de haute pression (piston cylindre) et des techniques analytiques (sonde ionique, spectromètres de masse à gaz). Le but final est d’utiliser ces nouvelles données pour reconstruire les compositions isotopiques en éléments volatils de la proto-Terre et de la proto-Mars (avant leur différenciation) afin de déterminer si ces éléments partagent une origine commune pour les deux planètes. Les données expérimentales sont comparées à la teneur et au rapport isotopique de l’azote (¹⁵N/¹⁴N) dans les météorites de fer magmatiques, représentatives du noyau des premières planètes du Système Solaire. Ces objets semblent enregistrer une dichotomie entre les météorites de fer de type “non-carbonées” (NC; rapports ¹⁵N/¹⁴N faibles) et “carbonées” (CC; rapports ¹⁵N/¹⁴N élevés). Ceci indique que les corps parents différenciés de ces objets, formés dans le Système Solaire interne et externe respectivement, ont accrété de l’azote avec une signature isotopique distincte. Cependant, nous cherchons à mieux comprendre si les concentrations et rapport isotopiques de l’azote très variables dans différentes météorites de fer résultent de processus dans la nébuleuse (condensation et évaporation), dans la nébuleuse et les corps parents (oxydation et réduction), ou exclusivement sur les corps parents (différenciation noyau-manteau, dégazage, impacts). Les pallasites, météorites constituées de métal Fe-Ni et d’olivine, montrent également la dichotomie NC-CC pour les anomalies isotopiques du chrome et de l’oxygène. La teneur et le rapport isotopique de l’azote dans des pallasites de type NC et CC sont analysés afin d’étudier les liens génétiques possibles entre différentes pallasites et météorites de fer. Ces données permettent d’améliorer notre connaissance des réservoirs d’azote inaccessibles (i.e., le noyau) des corps planétaires différenciés, et de retracer le comportement de cet élément au cours de l’accrétion et la différenciation planétaire.

La teneur et la composition isotopique des éléments à la fois volatils et sidérophiles (ex. germanium) des réservoirs silicatés des planètes et de la Lune a montré également l’importance des processus d’évaporation durant les stades d’accrétion, et de leur partage dans le noyau durant la différenciation métal-silicate. Savoir à quel degré ces éléments sont appauvris et leurs isotopes fractionnés dans le manteau en fonction des conditions thermodynamiques est une question clé. Nous travaillons à déterminer le fractionnement isotopique du Ge, sensible à l’état rédox et à l’évaporation, par (i) des expérimentations d’évaporation et de fractionnement métal-silicate, à faible pression et fO₂ variables, et à haute pression, et (ii) des calculs ab-initio. Ces résultats sont confrontés aux données isotopiques en Ge d’échantillons silicatés planétaires.

Les roches magmatiques préservées au sein des plus anciennes ceintures supracrustales sont les rares témoins de l’évolution géodynamique de la jeune Terre. A partir de l’enregistrement isotopique de ces anciennes roches, nous cherchons à caractériser (i) les mécanismes de différenciation liés à la cristallisation de l’océan magmatique, (ii) le rôle de ces processus primaires dans la genèse des hétérogénéités mantelliques (archéennes et actuelles) et (iii) leur impact sur la mise en place des premiers cratons. Ces observations permettent de mieux contraindre la structure interne de la jeune Terre et son évolution au cours des temps géologiques.

Etant donnée que la croûte terrestre eo-archéenne ne représente qu’une portion modeste (moins de < 10%) des roches actuellement exposées à la surface de notre planète, une large proportion de cette croûte primitive n’a pas survécu. Par conséquent, les rares échantillons de roches ignées dont nous disposons ne sauraient être considérés comme totalement représentatifs des terrains archéens. Afin de poursuivre l’étude de la croissance de la croûte primitive en s’affranchissant de ce biais d’échantillonnage nous étudions les méta-sédiments détritiques archéens orthoderivées, formés à partir de diverses sources, avant la fermeture d’un bassin sédimentaire.

Les épisodes de flux météoriques tardifs ont modifié la surface de la Terre et des planètes. Le bombardement intensif de 4.1 Ga à 3.8 Ga identifié par les cratères lunaires se serait poursuivi jusqu’à 2.8 Ga sur Terre. Par contre sur Terre, on ne dénote pas de cratères d’impacts très anciens de 4.1-3.8 Ga, peut-être par ce qu’ils ont été érodés. Les plus anciens enregistrements terrestres d’impact sont les affleurements de niveaux de sphérules d’impact de Barberton datés à 3.23 Ga (Afrique du Sud, forage BARB5 – ICDP 2012-2013), résultant de la condensation de gouttelettes du matériel impacté, et formées lors de la vaporisation durant l’impact. Les processus d’évaporation-condensation mis en jeu lors de ces évènements très énergétiques seront tracés par des évidences du fractionnement élémentaire et isotopique du germanium, élément volatil, dans ces niveaux de sphérules. En complément, l’étude du cratère d’impact de Rochechouart (207 Ma, Limousin, forage 2017) permet d’identifier les modifications de compositions géochimiques et isotopiques (ex. Ge) des roches impactées (brèches, basaltes fondus) afin d’apporter des contraintes sur les mécanismes de formation de ces cratères.

Nous cherchons aussi à explorer l’enfance de la Terre grâce aux autres corps du Système Solaire (Lune, Mercure, Mars) qui, contrairement à notre planète, ont peu évolué depuis l’archéen. L’avènement des missions d’exploration spatiale, ces dernières décennies, a permis d’acquérir de nombreuses informations sur les propriétés chimiques et physiques des croûtes lunaire, mercurienne et martienne. Une faible portion de ces données a été exploitée à l’heure actuelle, mais elle soulève déjà des questions quant aux processus magmatiques ayant joué un rôle clé pendant les premiers millions d’années de ces corps (e.g. différenciation, volcanisme primitif). L’analyse des données de télédétection spatiale, acquises par les orbiteurs et robots envoyés sur place, permet d’appréhender la nature des croûtes primaires de ces corps, et les processus sédimentaires et magmatiques responsables de leur évolution. Les chercheurs du thème continuent à faire avancer l’interprétation de ces données par l’utilisation d’analogues terrestres, de mesures de référence en spectroscopie dans le visible et le proche infrarouge (VNIR) au sein du laboratoire, et le développement d’outils de modélisation spectrale.

Plusieurs membres du thème participent à de nombreux consortiums dédiés à des missions spatiales que ce soit pour l’analyse d’échantillons extraterrestres qui vont être ramenés sur Terre (Chang’E-5, Hayabusa 2, OSIRIS-REx) ou pour le traitement de données récoltées in situ (Rosetta, ExoMars2022, Luna-25) ou par télédétection (e.g., Bepi-Colombo, Mars Express, etc.). L’expertise variée des membres du thème recoupe l’étude de divers objets : les petits corps (astéroïdes, comètes) mais aussi planètes rocheuses (Mars, Mercure) et la Lune.