Effets cosmogéniques

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Et, si on réinjecte cette équation dans celle donnant l’intervalle de temps entre les

deux évènements, on obtient :

!_!−!_! =_!¹

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Il est ainsi possible de comparer l’âge de deux évènements. Pour comparer des

évènements qui ne sont pas liés entre eux, il est possible d’utiliser la valeur des CAI

pour ε_!

_!

. La valeur la plus récente proposée pour !_!"# est de −3,51±0,10 (Burkhardt et

al., 2012), obtenue sur des CAI de la chondrite carbonée Allende.

1.2.3. Effets cosmogéniques

Les échantillons extraterrestres qui parviennent à la surface de la Terre peuvent

avoir passé un temps relativement long exposé aux rayonnements, par exemple en

surface d’un astéroïde ou après avoir été libéré de celui-ci par une collision. Les

météorites sont alors soumises aux rayonnements cosmiques galactiques (GCR, voir

encadré 1) qui modifient leurs compositions isotopiques (Eugster et al., 2006; Leya,

2011; Leya et al., 2000a, 2000b, 2003). On parle d’ « âge d’exposition » pour exprimer la

durée d’exposition d’une météorite à ces rayonnements. Les rayonnements cosmiques

peuvent aussi affecter les échantillons terrestres, mais dans une moindre mesure car ils

sont en partie déviés par le champ magnétique terrestre et atténués par leur

interaction avec l’atmosphère. La plupart du temps, leurs effets ne sont donc pas

considérés lors de l’étude d’échantillons terrestres.

1.2.3.1. Corrections avec l’âge d’exposition

A cause des âges d’exposition (voir encadré 2)

élevés de certaines météorites (par exemple : Carbo

(IID, 850 Ma), Tlacotepec (IVB, 945 Ma), Arispe (IC,

955 Ma), (Voshage et Feldmann, 1979)), les

rayonnements cosmiques entrainent une

modification des abondances isotopiques de ces

météorites (Leya et al., 2000a; Masarik et Reedy, 1994;

Masarik, 1997). En effet, ces rayonnements cosmiques

Les rayonnements cosmiques galactiques (GCR) sont des particules libres (protons,

neutrons, muons…) de haute énergie, originaires de l’extérieur de notre système solaire, qui

interagissent avec la matière (Stanev, 2010). Ils peuvent engendrer des anomalies

isotopiques en interagissant avec les atomes d’un minéral. En effet, ils sont responsables de

réactions de spallation ou de capture neutronique suivies ou non d’une désintégration

radioactive.

La spallation désigne le phénomène d’impact des rayonnements cosmiques sur des

atomes cibles. La spallation entraîne une fission des atomes impactés, pour en former de

plus légers (Filges and Goldenbaum, 2009).

Lors d’une capture neutronique, un noyau capture un neutron sans se désintégrer, et

gagne ainsi un nucléon sans changer de numéro atomique. L’excédent d’énergie cinétique

du neutron est dissipé sous forme de rayonnement gamma. La capture neutronique est

conditionnée par l’énergie du neutron incident et par la section efficace du noyau pour cette

énergie. De plus, la probabilité de capture d’un neutron augmente avec la densité de flux de

neutrons. Des météorites avec des âges d’exposition élevés auront connu un grand nombre

de captures neutroniques, modifiant ainsi fortement leurs compositions isotopiques (ex :

Markowski et al., 2006b). Mais ces captures neutroniques sont aussi impliquées dans la

nucléosynthèse stellaire (voir partie 1.2.4) :

- dans un flux de neutrons dense, la probabilité de capture de neutrons est supérieure à

celle de la désintégration radioactive, on parle d’un processus r, rapide. Un noyau a alors la

possibilité de capturer plusieurs neutrons avant de se désintégrer pour rejoindre la vallée

de stabilité (charte des nucléides, Figure 1.9).

- à l’inverse, sous un flux de neutrons peu dense, le noyau longera la vallée de stabilité

en une succession de captures neutroniques et de désintégrations radioactives. C’est le

processus s, lent.

1

L’âge d’exposition d’une

météorite correspond au temps

de séjour de la météorite dans

l’espace, depuis sa libération du

corps parent jusqu’à son

arrivée sur Terre. Pendant ce

temps, elle est soumise aux

rayonnements cosmiques

(GCR) qui génèrent des

isotopes cosmogéniques,

utilisés pour mesurer ces âges

d’exposition.

capture neutronique par le W, le Ta et le Re contenus dans un échantillon (Leya et al.,

2000a, 2000b, 2003; Markowski et al., 2006a; Wittig et al., 2013).

Les effets cosmogéniques entrainent à la fois la création et la disparition

d’isotopes. Les réactions impliquant les rayonnements cosmiques galactiques et

affectant les isotopes du W sont les suivantes :

!

! !,! ^!!!! (!= 180,182,183,184,186)

!

! !! ^!!" (! =185,187)

!"

!"! !,! ^!"#!" !! ^!"#!

!"

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Dans les météorites de fer, les GCR interagissent avec les atomes de Fe et de Ni,

entrainant la production de neutrons secondaires qui pourront être capturés par les

atomes de W. Les réactions affectant le W sont alors essentiellement les captures

neutroniques par les atomes de W et de Re. Les rapports isotopiques

¹⁸²

W/

¹⁸⁴

W

mesurés peuvent parfois varier jusqu’à -0.5 ε par rapport à leur valeur avant exposition

aux GCR (Markowski et al., 2006a).

Dans les silicates, contenant peu de Re mais parfois riches en Ta, ce sont les

réactions de capture de neutrons par le tungstène et le Ta, suivie de la désintégration

du

¹⁸²

Ta en

¹⁸²

Wqui sont à considérer. La correction à effectuer sur les rapports mesurés

peut être de l’ordre de plusieurs ε (Leya et al., 2000b).

Pour les météorites silicatées, les corrections à apporter aux valeurs ε mesurées

(Leya et al., 2000b) sont les suivantes – exprimées en !_!!", variation liée aux

rayonnements cosmiques – GCR : Galactic Cosmic Radiation :

!_!"#

!"#

_!

!

!"#

= 10!.

8,61527.10!"+ 6,33^!"_! −1,36 .3,1557.10!".!_!"#

1,00468 .10!"+1,29384.10!".!_!"#

8,61527.10!"

1,00468 .10!"

−1

!_!"#

!"#

_!

!

!"#

= 5.90256 .10!!.!_!!"

!_!"#

!"#

_!

!

!"#

= 5.70799.10!!.!_!"#

!_!"# est le temps d’exposition de l’échantillon aux rayonnement cosmiques.

La Figure 1.5 montre l’influence de l’âge d’exposition et du rapport Ta/W sur les

!

^!"#_!"#

^!_! mesurés.

Figure 1.5 : Variations du rapport

182

W/

184

W liées aux effets cosmogéniques, en fonction de l’âge d’exposition et du

rapport Ta/W, modifié d’après Leya et al. (2000b). Pour un rapport Ta/W = 0,22, la production de

182

W à partir de

181

Ta et sa consommation par le processus de capture de neutron entrainant la formation de

183

W s’annulent.

De la même manière, les valeurs des rapports

¹⁸⁴

W/

¹⁸⁶

W et

¹⁸³

W/

¹⁸⁴

W doivent être

corrigées des effets cosmogéniques (Leya et al., 2000b).

Cette figure montre que pour un âge d’exposition suffisamment petit (inférieur à

100 Ma), une correction n’est nécessaire que si la rapport Ta/W est élevé (supérieur à 1

ou 2). De même, si le rapport Ta/W de l’échantillon est suffisamment faible

-1

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

11

12

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

ε

^GCR

(

182

W/

184

W

)

Ta/W

T

exp

= 200 M^a

T

_exp

^{= 100 Ma}

Lorsque les effets cosmogéniques sont importants, il s’avère nécessaire de corriger

les rapports isotopiques mesurés, et donc les âges apparents, de la contribution des

rayonnements cosmiques.

1.2.3.2. Corrections dans les météorites de fer

Les âges d’exposition présentent plusieurs problèmes : ils sont parfois entachés

d’incertitudes significatives et ne sont pas toujours disponibles dans la littérature pour

les échantillons étudiés. De plus, les concentrations en isotopes cosmogéniques varient

en fonction de l’exposition de l’échantillon aux rayonnements cosmiques, et

notamment de sa profondeur dans la météorite avant son entrée dans l’atmosphère

(Leya et al., 2003; Masarik et Reedy, 1994; Masarik, 1997). Plusieurs études proposent

des moyens de corriger les effets cosmogéniques dans les météorites de fer.

Correction avec le

³

He

Dans les météorites de fer, l’interaction de particules de haute énergie

(rayonnements cosmiques galactiques primaires) avec les atomes de Fe et de Ni peut

entrainer l’émission d’un atome de

3

He. La production d’

3

He diminue significativement

avec la profondeur (Markowski et al., 2006a). Pour les isotopes cosmogéniques du

tungstène, formés par capture neutronique, le phénomène est un peu différent :

l’interaction entre les rayonnements cosmiques galactiques primaires et la matière

forme des neutrons secondaires thermiques et épithermiques, dont la densité de flux

augmente et dont l’énergie diminue avec la profondeur. Une relation d’anticorrélation

entre l’abondance de W cosmogénique et celle de

3

He a ainsi été mise en évidence par

Markowski et al. (2006a). L’

³

He est alors un proxy de la fluence neutronique (flux de

neutrons intégré sur le temps d’exposition). Ces auteurs proposent une correction des

signatures isotopiques du W dans les météorites de fer grâce à un modèle utilisant

abondance en

³

He et âges d’exposition mesurés dans un échantillon jouxtant celui

utilisé pour les mesures isotopiques de W.

Correction avec le Pt et l’Os

Nous l’avons vu au-dessus, les effets cosmogéniques à l’origine de l’

³

He dans les

météorites de fer sont liés à des rayonnements cosmiques primaires de haute énergie

alors que les effets cosmogéniques du W sont engendrés par l’interaction avec des

neutrons thermiques et épithermiques, qui sont des rayonnements cosmiques

secondaires, de plus basse énergie. C’est pourquoi d’autres auteurs se sont récemment

intéressés aux isotopes du platine (Pt) et de l’osmium (Os) (Kruijer et al., 2013; Wittig

et al., 2013) : ils ont proposé un meilleur dosimètre neuronique affecté par les mêmes

neutrons que le W. En effet, le Pt et l’Os sont eux aussi affectés par les neutrons

thermiques et épithermiques. De plus, leurs sections efficaces de capture neutroniques

sont très proches de celles du W. Les auteurs observent une corrélation entre la

contribution des GCR sur les signatures isotopiques en W (ε

¹⁸²

W), en Pt (ε

¹⁹²

Pt, ε

¹⁹⁴

Pt

ou ε

196

Pt) et en Os (ε

189

Os et ε

190

Os). Il apparaît que les isotopes du Pt et de l’Os sont

d’excellents dosimètres à neutrons pour corriger les compositions isotopiques

mesurées pour le W. Ils permettent, avec un modèle simple, de retrouver les signatures

isotopiques en W de l’échantillon étudié avant son exposition aux GCR.

Grâce à ces différentes corrections, il est donc possible de s’affranchir des effets

cosmogéniques, que ce soit dans les météorites silicatées ou celles riches en métal.

Toutefois, n’oublions pas que les incertitudes entachant les mesures d’âges

d’expositions ou les abondances isotopiques du Pt doivent être propagées lors de la

correction des rapport isotopiques du W, et entrainent donc une augmentation de

l’incertitude sur les rapports isotopiques corrigés. Notons que les incertitudes sur les

âges d’exposition sont beaucoup plus grandes que celles affectant la mesure des

rapports isotopiques du Pt.

Dans le document Isotopes du tungstène - Nouvelles applications à l’étude des processus terrestres et astéroïdaux (Page 37-42)