Venant pour la plupart de très petites planètes, les astéroïdes, les météorites sont une source unique d'informations sur notre système solaire, sa naissance, son évolution, son âge. En quelques décennies, les analyses de plus en plus fines faites en laboratoire, les explorations spatiales et les observations astronomiques ont bouleversé notre connaissance du système solaire.
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Comment les météorites se sont-elles formées?
Accrétion
Il y a 4.56 milliards d'années, au sein de la voie lactée, notre galaxie, une nébuleuse de gaz et de poussières s'effondre, se contracte et donne naissance à une étoile, le soleil. Les grains de poussière s'agglomèrent pour donner des grains plus gros, de plus en plus gros, pour aboutir à des embryons de planètes, puis aux planètes. Ce phénomène s'appelle l'accrétion. Des météorites gardent des marques de cette époque.
Différenciation
Après l'accrétion, le matériau d'origine de la Terre, des planètes, de la Lune et de certains astéroides a fondu sous l'effet de leurs très hautes températures internes et a été profondément transformé. Il s'est différencié, c'est à dire séparé en couches formant un noyau métallique, un manteau et une croûte de roches silicatées. Les météorites différenciées proviennent du manteau silicaté, ou du noyau métallique d'astéroides qui ont subi cette différenciation.
Métamorphisme
Peu après l'accrétion, certaines chondrites ont subi une élévation brève et modérée de température. Insuffisante pour entrainer leur fusion, cette élévation de température a transformé la structure des chondrites et la composition de leurs minéraux, mais n'a que peu modifié leur composition chimique globale. Ce métamorphisme est plus ou moins marqué selon que la météorite provient de la surface de l'astéroide où la température a été peu élevée, ou de son centre.
On classe les chondrites selon une échelle de métamorphisme allant de 1 à 6. L'effet le plus visible du métamorphisme est la recristallisation de la matrice et l'effacement progressif des chondres.
De quels corps parents les météorites sont-elles issues?
Plus de 99% des météorites connues proviennent d'astéroïdes, dont la plupart sont situés dans la ceinture des astéroides. Celle-ci est constituée de dizaines de milliers de corps pierreux et métalliques dont la taille va d'une dizaine de mètres à 1000 km: ils gravitent autour du soleil sur des orbites situées entre Mars et Jupiter.
Quinze météorites lunaires et onze météorites probablement d'origine martienne existent dans l'ensemble des collections mondiales.
Chocs et collisions
Ils ont été prépondérants lors de la formation du système solaire et sont encore fréquents dans la ceinture des astéroides. Des collisions d'astéroides produisent des fragments dont l'orbite peut se déformer au point de s'approcher de la Terre. C'est la source des météorites.
Orbites et trajectoires
Certaines régions de la ceinture des astéroides, les "lacunes de Kirkwood", sont quasiment vides. Dans ces zones dites de "résonance", l'attraction de Jupiter rend les orbites instables et aucun astéroide ne peut y rester bien longtemps. Certains peuvent alors s'éloigner de la ceinture principale et s'approcher de l'orbite de la Terre.
Missions spatiales et programmes de surveillance
L'exploration des astéroïdes et des comètes ne fait que commencer. La sonde NEAR, lancée par la NASA en février 1996 a atteint l'astéroïde Eros en février 2001. La mission Rosetta, organisée par l'Agence Spatiale Européenne, prévoit pour 2003 le lancement d'une sonde vers la comète Wirtanen. D'autre part, des télescopes collectent de nombreuses observations depuis la Terre.
La mémoire du système solaire
L'âge du système solaire
Les chronomètres utilisés pour dater les roches sont des couples d'isotopes, dont l'un est produit par la désintégration radioactive de l'autre. La mesure des quantités de chacun des deux membres du couple présentes dans une roche donne le temps pendant lequel l'isotope-fils s'est accumulé par désintégration de l'isotope-parent : c'est l'âge de la roche.
Pour dater le système solaire on recourt à ces radio-chronomètres utilisant les couples uranium/plomb, potassium/argon... C'est l'âge uranium/plomb de certaines inclusions (inclusions réfractaires) de la chondrite d'Allende que l'on adopte pour le système solaire, puisque les minéraux de ces inclusions seraient les premiers à s'être formés, il y a 4.566 milliards d'années.
La mémoire d'avant la naissance
La magnésium de certaines inclusions réfractaires d'Allende est enrichi en isotope 26Mg. Lorsqu'elles se sont formées, elles ont incorporé de l'isotope radioactif 26Al, produit dans les supernovae, et ejecté dans l'espace lorsque celles-ci explosent. On sait ainsi que les premiers grains solides du système solaire se sont formés moins de 5 millions d'années après l'explosion d'une supernova proche.
L'histoire pétrologique
L'histoire pétrologique des météorites nous renseigne sur les conditions de formation des météorites. Microscopie optique, microscopie électronique ou microsonde électronique sont des techniques qui peuvent apporter des informations sur les propriétés optiques et la composition chimique des minéraux.
Des grains présolaires
L'analyse isotopique des chondrites nous apporte des témoignages sur des évènements antérieurs à la formation du soleil. C'est ainsi qu'on a découvert à la fin des années 1980, la présence de grains formés avant la naissance du soleil (grains présolaires), dans certaines météorites primitives. Les plus abondants, mais les plus petits sont des diamants. Quant à la composition isotopique du carbone des grains de carbure de silicium présolaires, elle est très différente de celle du carbone du Système solaire, mais ressemble à celle mesurée par les astronomes à l'aide de télescopes dans des étoiles géantes.
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