Micrométéorites et poussières interplanétaires

La poussière extraterrestre est accrétée continuellement sur Terre. Une partie de cette poussière a très probablement une origine cométaire (Nesvorný et al. 2010). Les essaims d’étoiles filantes sont associés à des comètes (Messenger 2002).

Table 1-2. Liste des pluies de météores. Table extraite de (Lewis 2004).

1.3.2.1. Les IDPs stratosphériques

Depuis les années 1970, des collectes de poussières ont été réalisées par des avions stratosphériques U-2 (puis ER2) de la NASA. (Brownlee et al. 1977). Les collecteurs de poussières sont placés sous les ailes de ces avions qui se déplacent à 800 km.h-1 pendant 35-40 heures entre 17 et 19 kms d’altitude.

Les IDPs (Interplanetary Dust Particles) sont classifiées selon la nature des minéraux qu'elles contiennent principalement, par analyse infrarouge : olivines, pyroxènes, ou phyllosilicates (LLS – Layer Lattice Silicate). Environ 40% des IDPs sont dominés par des minéraux anhydres (olivines et pyroxènes). Les IDPs anhydres (CP-IDPs – Chondritic Porous IDPs) contiennent des phases cristallines olivines et des pyroxènes riches en Mg et des sulfures de Fe (pauvres en Ni) et des phases vitreuses "GEMS" (Glass Embedded with Metals and Sulfides) dont l'origine reste débattue (Bradley 2013) et (Keller & Messenger 2013). Les IDPs hydratés sont reliés aux météorites carbonées hydratées et pourraient avoir une origine astéroïdale (Bradley & Brownlee 1991).

25 Les caractéristiques de ces IDPs suggèrent qu’au moins une partie d’entre elles ont une origine cométaire (Messenger 2000), (Messenger 2002), (Hanner & Zolensky 2010), (Brunetto et al. 2011), (Ishii et al. 2008). Certaines IDPs contiennent une forte abondance en carbone pouvant aller jusqu'à 45% (Keller et al. 1994). Récemment, des IDPs ont été collectées durant une averse de particules associées à la comète 26P/Grigg-Skjellerup (Busemann et al. 2009).

1.3.2.2. Les micrométéorites

Table 1-3. Collections de micrométéorites. Table extraite de (Taylor et al. 2001).

Les micrométéorites (MMs) sont la fraction des IDPs atteignant la surface terrestre sous forme de particules. Elles sont collectées dans des régions où l’abondance des particules terrestres est faible : dans les sédiments marins de grande profondeur, dans la stratosphère ou dans les calottes polaires arctiques et antarctiques (voir Table 1-3 (Taylor et al. 2001)). Elles ont été étudiées grâce au travail pionnier de M. Maurette (CSNSM) (Maurette et al. 1986) et (Maurette et al. 1987). Leurs tailles sont comprises entre ~ 10 et 1000 µm. Le flux annuel des micrométéorites avant l’entrée atmosphérique est estimé entre 20 000 et 40 000 tonnes et constitue l’essentiel du flux de matière extraterrestre arrivant actuellement sur Terre depuis l’espace (Love & Brownlee 1993).

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Les collectes antarctiques :

Les premières expéditions menées pour collecter des micrométéorites non fondues dans les régions polaires ont été initiées par une équipe belge (Brocas and Picciotto 1967) et (Hanappe, Vosters et al. 1968), puis par Michel Maurette dans les années 80, d’abord au Groenland puis dans les régions côtières de l’Antarctique près de la station de Cap Prud’Homme (Maurette et al. 1986), (Maurette et al. 1987) et (Maurette et al. 1991).

Depuis 1999, l’équipe d’Astrophysique du Solide du CSNSM a mis en place un nouveau programme de collecte de micrométéorites dans la neige des régions centrales du continent Antarctique, sur le site de Dôme C (75°S, 123°E), au voisinage de la station scientifique permanente franco-italienne CONCORDIA (Duprat et al. 2001), (Duprat et al. 2003) et (Duprat et al. 2007), construite par l’Institut Polaire Français (IPEV) et le Programme Italien de Recherche en Antarctique (PNRA).

Figure 1-21. La station CONCORDIA localisée à Dôme C (73°S, 123°E) dans les régions centrales de l’Antarctique.

Le site de Dôme C présente plusieurs avantages pour la collecte de poussières d’origine extraterrestre :

· La contamination par des particules terrestres est minime grâce à une configuration favorable des vents (peu de vents et vents du centre vers l’extérieur du continent), · La neige de surface est isolée des sources de poussières terrestres par une épaisseur

de glace de plus de 3.5 kms et une distance des côtes de plus de 1100 kms,

· Le taux annuel d’accumulation de neige y est très faible et constant (~ 3.5 g/cm²/an) (Petit et al. 1982), ce qui permet de mesurer le flux de micrométéorites accrétées par la Terre et ainsi déterminer leur âge de chute,

· la température sur le site varie de ‒30°C en été à ‒80°C en hiver et les micrométéorites sont piégées dans une couche de neige à basse température (T ~ ‒ 50°C), ce qui limite les processus d’altération aqueuse dans les micrométéorites (elles ne sont pas exposées à l’eau liquide),

· Les micrométéorites sont collectées dans la neige, elles n’ont donc pas été soumises aux fortes contraintes mécaniques qui transforment la neige en glace à grande profondeur pouvant détruire les particules les plus friables.

Les techniques de collecte des micrométéorites antarctiques :

Les micrométéorites de la collection CONCORDIA sont extraites de la neige provenant de tranchées de 4 à 5 mètres de profondeur (à partir de couches de neige des années 1955-1970). La neige est ensuite fondue dans des fondoirs et l’eau est filtrée à l’aide d’un filtre en nylon (avec une maille de ~ 25 µm), sans pompage mécanique. Cette technique de fonte et de filtrage, sans contraintes mécaniques fortes, permet de récupérer des poussières friables de tailles comprises entre 25 et 500 µm.

27 Les expéditions menées en 2000, 2002, 2006 et 2014 ont permis d’obtenir au total environ 2000 grains d’origine extraterrestre. Dans la collecte 2006, plus de 50% des grains analysés sont extraterrestres, ce qui représente un degré de pureté exceptionnel.

Figure 1-22. À gauche, collecte de la neige dans une tranchée de 5 m de profondeur (âges terrestres ~ 50 ans). Au milieu, la neige est fondue dans un fondoir à double cuve inox. À droite, les filtres sont pré-examinés sur le terrain pour collecter les particules > 20 µm.

Classification texturale des micrométéorites de la collection CONCORDIA :

Figure 1-23. Classification texturale des micrométéorites et abondances de chaque type de MM dans la collection Concordia. Cette classification est basée sur le degré d’échauffement des micrométéorites lors de l’entrée atmosphérique : FgC – Fine-grained Compact (MMs non fondues à grains fins compacts) ; FgF – Fine-grained Fluffy (MMs non fondues à grains fins poreux) ; les UCAMMs font partie de cette catégorie et représentent 3% des micrométéorites non fondues ; Xtal – cristallines ou Cg –

Coarse-grained) (MMs non fondues à gros grains) ; Sc – Scories (MMs partiellement fondues) et CS – Cosmic Spherule (MMs majoritairement ou totalement fondues) (Dobrică et al. 2008).

Les micrométéorites sont regroupées en 3 types principaux : (i) les MMs non fondues,

(ii) les MMs partiellement fondues et

28 Cette classification est essentiellement basée sur le degré d’échauffement subi par les micrométéorites lors de l’entrée atmosphérique (e.g. (Genge et al. 2008), (Engrand & Maurette 1998) et (Dobrică 2011)).

Les signes de chauffage à l’entrée atmosphérique sont : la perte des éléments volatils, la formation d’une coquille de magnétite, la recristallisation d’olivines riches en fer et l’apparition d’une mésostase vitreuse riche en fer (Toppani & Libourel 2001), (Dobrică 2011).

Les sphérules cosmiques (CS) sont des micrométéorites ayant complètement fondu lors de l’entrée atmosphérique. Les micrométéorites partiellement fondues présentent une texture vésiculée et peuvent contenir des minéraux reliques et du verre silicaté interstitiel aux joints de grains (Dobrică 2011).

Pourtant, toutes les micrométéorites ne montrent pas ces signes de chauffage. Certaines micrométéorites présentent une faible altération lors de l’entrée atmosphérique (Duprat et al. 2007), (Engrand et al. 2007). Certaines ont des teneurs en éléments volatils (par exemple le soufre S) compatibles avec la composition CI, d’autres contiennent des phyllosilicates (Noguchi et al. 2002).

Les micrométéorites non fondues sont les micrométéorites n’ayant pas ou peu subi d’échauffement lors de l’entrée atmosphérique, ce sont les moins modifiées depuis leur formation. Elles sont classiquement divisées en 4 types :

i) à grains fins poreuses (FgF, Fine-grained Fluffy) ii) à grains fins compactes (FgC, Fine-grained Compact) iii) cristallines (Xtal ou Cg, Coarse-grained)

iv) ultracarbonées (UCAMM, UltraCarbonaceous Antarctic Micrometeorite)

Origine extraterrestre des micrométéorites :

L'origine extraterrestre a d'abord été démontrée par des analyses en gaz rares (Olinger et al. 1989). Ces analyses ont permis de définir des critères d’origine extraterrestre (Olinger et al. 1990), (Dobrică 2011) :

§ la présence autour de la particule d’une coquille de magnétite (formée à l’entrée atmosphérique)

§ une composition globale moyenne de type chondritique

§ la présence de fer métallique riche en Ni et/ou de sulfures de fer

Ces critères sont importants car ce sont eux qui gouvernent dans une large mesure le pré-échantillonnage des grains qui seront ensuite analysés avec des techniques plus poussées. La pertinence de ces critères dépend toutefois du type de particule étudiée. Ainsi, la composition globale de type chondritique n’a de sens que sur une particule à grains suffisamment fins pour que la notion de moyenne ait un sens. De même, la présence de la coquille de magnétite est pertinente pour des particules ayant chauffée à l’entrée atmosphérique mais perd son sens pour des particules FgF ou ultracarbonées qui présentent peu de signes de chauffage.

Les micrométéorites ultracarbonées (UCAMMs) :

Les micrométéorites ultracarbonées sont une nouvelle famille de matériaux interplanétaires. Elles ont été pour la première fois brièvement décrites par (Nakamura et al. 2005) dans la collection japonaise provenant de champs de glaces bleues (Noguchi et al. 2015). Cette équipe a identifié 3 particules qui présentaient les caractéristiques suivantes :

· la présence d’un matériau carboné sur l’ensemble de la particule. La raie K-alpha du Carbone est plus intense que celle de l’Oxygène (voir chapitre 2)

· les analyses en diffraction X au synchrotron montrent que le carbone est sous forme amorphe

29 · la présence de petites phases minérales (olivines, pyroxènes pauvres en Ca, kamacite

et sulfures de Fer)

L’analyse des gazez rares démontre l’origine extraterrestre (ET) de ces particules grâce à l’identification d’une composante en Néon ayant une composition isotopique très proche de celle des particules énergétiques solaires (SEP) (Nakamura et al. 2005).

Figure 1-24. Image en BSE et analyses SIMS en D/H d’une UCAMM (DC119) (Duprat et al. 2010).

En 2010, l’équipe du CSNSM identifie dans la collection CONCORDIA des UCAMMs caractérisées par une très forte teneur en carbone sous la forme de matière organique (désorganisée) associée à des minéraux cristallins et amorphes (Dobrică et al. 2012). C’est grâce à la présence de ces minéraux caractéristiques d’un échantillon extraterrestre (ET) que les UCAMMs sont identifiées. Les micrométéorites ultracarbonées représentent environ 3% des micrométéorites non fondues.

Le rapport Xtal/amorphe des minéraux des UCAMMs est encore mal contraint et probablement variable d’un échantillon à l’autre. Pourtant, les mesures préliminaires indiquent une limite inférieure de l’ordre de 20% (Dobrică et al. 2012). Cette valeur est très supérieure à celle du MIS (voir 1.1). La composante silicatée des UCAMMs est donc plutôt représentative des minéraux du disque protoplanétaire.

Les premières analyses SIMS de la matière organique (MO) des UCAMMs montrent que celle-ci est globalement enrichie en Deutérium par rapport à la référence terrestre (Duprat et al. 2010).