1.2 Les radiochronom` etres
1.2.3 Int´ erˆ et et limites ` a l’utilisation des radioactivit´ es ´ eteintes
Quantité d'26 Al encore présente dans le système
Figure 1.17 – Les radioactivit´es ´eteintes ne sont valables que sur une p´eriode ´equivalente `a 6-7 fois leur demi-vie.
1.2.3 Int´erˆet et limites `a l’utilisation des radioactivit´es ´eteintes
L’obtention d’ˆages absolus `a partir des radioactivit´es ´eteintes est possible : elle n´ecessite ”juste”
un recalage sur une ´echelle de temps absolue.
Pour cela, un objet non perturb´e, c’est-`a-dire un objet non ouvert o`u tous les chronom`etres sont coh´erents, est dat´e par les deux m´ethodes (courte et longue p´eriode). Le calage des deux ´echelles de temps (relative et absolue) peut alors se faire si le rapport isotopique (P/PS)0 de l’objet dans le syst`eme de courte p´eriode et son ˆage absolu dans le syst`eme de longue p´eriode sont connus pr´ eci-s´ement. Il est n´ecessaire que les deux syst`emes isotopiques datent le mˆeme ´ev´enement et aient des fermetures isotopiques synchrones : l’objet dat´e doit avoir refroidi suffisamment rapidement pour qu’une ´eventuelle diff´erence de temp´erature de fermeture des deux syst`emes isotopiques n’implique pas une diff´erence d’ˆage, `a la pr´ecision actuelle des mesures.
La figure 1.18 montre le calage des syst`emes de courte p´eriode 26Al-26Mg et 53Mn-53Cr sur le syst`eme U-Pb, qui demeure `a ce jour l’unique chronom`etre absolu avec une r´esolution temporelle suffisante pour recouper la datation par les radioactivit´es ´eteintes.
La temp´erature de fermeture du syst`eme Pb-Pb (d´efinie par l’arrˆet de la diffusion du Pb dans les pyrox`enes pauvres en Ca) est d’environ 900-1000˚C [Cherniak, 2001], alors que celle du syst`eme Al-Mg (d´efinie par l’arrˆet de la diffusion du Mg dans l’anorthite) est plus proche de 700–800˚C [La Tourrette and Wasserburg, 1998]. Ganguly et al. [2007] ont estim´e la temp´erature de fermeture du syst`eme Mn-Cr (dans l’eucrite Serra de Mage) `a environ 830–980˚C.
Chapitre 1 :Introduction g´en´erale
Les donn´ees sont pr´esent´ees pour les CAIs et les chondres, composants majoritaires des m´et´ eo-rites primitives, mais aussi pour les angeo-rites, qui sont des m´et´eorites consid´er´ees comme n’ayant subi ni choc, ni m´etamorphisme. Le rapport 26Al/27Al de 5.23(±0.13)×10−5, d´efini pour une s´erie de CAIs par Jacobsen et al. [2008], est cal´e sur l’ˆage 207Pb-206Pb de 4567.11(±0.16) Ma d´etermin´e sur la CAI E60 d’Efremovka [Amelin et al., 2006], alors que le rapport 53Mn/55Mn de 1.25(±0.07)×10−6de l’angrite ´equilibr´ee LEW 86010 [Lugmair and Shukolyukov, 1998] est cal´e sur l’ˆage207Pb-206Pb de 4557.84(±0.52) Ma de cette mˆeme angrite [Lugmair and Galer, 1992]. On peut noter que Amelin [2008] a report´e pour cette angrite LEW 86010 un ˆage Pb-Pb de 4558.55(±0.15) Ma ; utiliser cette valeur comme point de calage du chronom`etre relatif53Mn-53Cr sur l’´echelle de temps absolue207Pb-206Pb augmenterait les ˆages Mn-Cr de 0.8 Ma.
-2 0 2 4 6 8 10
4568 4566 4564 4562 4560 4558
207Pb-206Pb 26Al-26Mg 53Mn-53Cr
Age absolu (en Ma)
Age relatif, par rapport aux CAIs (en Ma)
LL
Figure 1.18 – ˆAges donn´es par les chronom`etres absolu (U-Pb) et relatifs (53Mn-53Cr et 26
Al-26Mg) pour les CAIs, chondres et angrites (figure adapt´ee de Scott and Sanders [2009]). Les lignes verticales symbolisent les deux points de calage (voir texte). Les abr´eviations des noms des m´et´eorites sont les suivantes : SAH pour Sahara 99555, D’O pour D’Orbigny, LEW pour Lewis 86010, Ef pour Efremovka, All pour Allende. LL, CR, CO, CV, CB font r´ef´erence `a diff´erents groupes de chondrites. Les figur´es pleins correspondent aux donn´ees r´ecentes de Connelly et al.
[2012], corrig´ees de l’uranium pour les CAIs.
On peut voir sur cette figure que si les trois chronom`etres semblent donner des chronologies coh´erentes pour certains objets, des incoh´erences persistent n´eanmoins. Ainsi, les angrites d’Or-bigny et Sahara 99555 semblent avoir le mˆeme ˆage (4562 Ma) par les chronom`etres 26Al-26Mg et
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1.2 Les radiochronom`etres
53Mn-53Cr, ce qui sugg`ererait que ces deux ´echelles de temps sont bien align´ees. Cependant, cet ˆ
age de 4562 Ma n’est pas r´econcialiable avec l’ˆage 207Pb-206Pb de 4564.5 Ma report´e pour ces angrites.
Une mani`ere d’expliquer ce d´ecalage serait de reconsid´erer la justesse des ˆages207Pb-206Pb des CAIs. Le tableau 1.4 montre en effet l’existence de petites variations dans l’ˆage des CAIs, selon l’´etude consid´er´ee (jusqu’`a∼1 Ma de diff´erence). Ces diff´erences d’ˆages report´ees par les diff´erents laboratoires ne sont cependant pas encore comprises.
M´et´eorite/Echantillon Groupe Age (Ma) R´ef´erence Allende CV3 4568.05±0.65 Amelin et al. [2002a]
Allende CV3 4567.7±0.9 Connelly et al. [2008]
Allende AJEF CV3 4567.60±0.36 Jacobsen et al. [2008]
Efremovka E49 CV3 4567.2±0.7 Amelin et al. [2002b]
Efremovka E60 CV3 4567.11±0.16 Amelin et al. [2006]
NorthWest Africa 2364 CV3 4568.2+0.2−0.4 Bouvier and Wadhwa [2010]
Allende + Efremovka CV3 4567.30±0.16 Connelly et al. [2012]
Table 1.4 – Ages207Pb-206Pb report´es par diff´erents laboratoires pour des CAIs contenues dans les chondrites carbon´ees CV3.
Par ailleurs, des mesures `a haute pr´ecision des isotopes de l’uranium dans des CAIs et l’angrite d’Orbigny [Brennecka et al., 2010a,b, Connelly et al., 2012] ont mis en ´evidence des variations du rapport 235U/238U, qui ´etait jusqu’`a lors consid´er´e comme constant pour tous les objets du Sys-t`eme Solaire et ´egal `a la valeur terrestre de 1/137.88. Brennecka et al. [2010a,b] ont propos´e que cette variabilit´e serait li´ee `a la d´ecroissance radioactive de l’isotope de courte p´eriode247Cm (τ1/2
= 15.6 Ma) en 235U. Connelly et al. [2012] quant `a eux proposent que la variabilit´e du rapport
235U/238U dans les CAIs refl´eterait plutˆot des processus de fractionnement d´ependant de la masse intervenus lors de la formation de ces objets, et non une d´ecroissance du247Cm pour laquelle une corr´elation entre les rapports 235U/238U et 144Nd/238U devrait ˆetre observ´ee, ce qui n’est pas le cas. Quoi qu’il en soit, les variations observ´ees du rapport 235U/238U dans les m´et´eorites impli-queraient un d´ecalage des ˆages207Pb-206Pb jusqu’`a lors report´es pour les CAIs vers des ˆages plus jeunes de ∼0.5 `a 1 Ma. Amelin et al. [2010] ont report´e un ˆage de 4567.18(±0.50) Ma pour une CAI de type B de la m´et´eorite Allende, ˆage calcul´e pour la premi`ere fois avec un rapport235U/238U mesur´e. Ceci reste n´eanmoins insuffisant pour expliquer le d´ecalage signal´e plus haut de ∼2.5 Ma concernant l’ˆage des angrites d’Orbigny et Sahara 99555.
D’autre part, Connelly et al. [2012] ont r´ecemment report´e un tr`es court intervalle de temps pour la formation des CAIs des CVs (Efremovka et Allende), correspondant `a un ˆage de 4567.30(±0.16) Ma, alors que les ˆages report´es pour les chondres dans cette mˆeme ´etude s’´echelonnent entre
Chapitre 1 :Introduction g´en´erale
4567.32(±0.42) Ma (Allende) et 4564.71(±0.30) Ma (NWA 5697, UOC). Ces nouvelles donn´ees semblent r´efuter le point de vue jusqu’`a lors admis de l’existence d’un intervalle de temps de 2 `a 4 Ma entre la formation des CAIs et celle des chondres, en faveur d’une formation des chondres ayant commenc´e en mˆeme temps que celle des CAIs, pour se poursuivre ensuite pendant∼3 Ma.
Il reste donc encore `a ce jour des probl`emes non r´esolus en mati`ere de chronom´etrie fine des premiers millions d’ann´ees de l’histoire du Syst`eme Solaire.
L’´etude r´ealis´ee au cours de cette th`ese s’est int´eress´ee plus sp´ecifiquement au syst`eme 26Al-26Mg.