taire
La question des silicates hydrat´es dans le disque est avant tout celle de l’origine de l’eau terrestre. En effet, d’apr`es les multiples scenarii existants, l’eau proviendrait soit d’un apport endog`ene au moment de l’accr´etion du corps plan´etaire (voir Drake 2005), soit d’un apport tardif, par l’interm´ediaire des com`etes ou de mat´eriel chondritique (voir Albar`ede 2009). Cependant, si les com`etes semblent constituer des candidates id´eales, elles pourraient ne pas avoir particip´e pour plus que 10% au budget total de l’eau terrestre comme le montre l’´etude de Dauphas and Marty (2002) `a partir des calculs de bilans de masses des gaz rares entre la Terre et les possibles impacteurs (com`etes et ast´ero¨ıdes). La Terre pourrait ´egalement avoir acquis une majorit´e de son eau lors de son accr´etion, les poussi`eres l’ayant form´e pouvant contenir jusque 4 oc´eans, en fonction de la temp´erature r´egnant dans la zone o`u s’est form´ee la Terre (King et al. 2010). La question est alors : Est-ce que des silicates hydrat´es sont aptes `a se former dans le disque, avant l’accr´etion, et demeure t-il une trace de leur pr´esence pass´ee ?
Les calculs th´eoriques de Prinn et Feigley (1989) ont montr´e que la condensation d’un phyllosilicate dans des conditions de la n´ebuleuse solaire ´etait un processus trop long au regard de la dur´ee de vie du disque. Pour expliquer la pr´esence de phyllosilicates dans les chondrites carbon´ee, les auteurs ont donc propos´e une alt´eration dans le corps parent `
a partir d’enstatite et de forst´erite. Cette alt´eration est possible pour des plan´et´esimaux suffisamment gros pour avoir de l’eau circulant sous forme liquide. Des phyllosilicates comme la serpentine, la brucite et le talc seraient alors aptes `a se former (Fegley, 2000). Cependant, les ´energies d’activation des r´eactions entre min´eraux primaires et secondaires sont possiblement surestim´ees (Bose et Ganguly 1995). De plus, les auteurs ne s’int´eressent qu’`a des phases cristallis´ees. Or il a ´et´e montr´e depuis que les silicates nourrissant le disque protoplan´etaire, issus du milieu interstellaire, sont tr`es majoritairement amorphes et leur possible hydratation dans le disque, est tr`es peu ´etudi´ee. La possibilit´e d’une origine pr´e- accr´etionnelle est renforc´ee par la pr´esence autour de certains chondres d’une couronne de grains riches en phyllosilicates (Metzler et al. 1992). La pr´esence de cette couronne pourrait r´esulter d’une alt´eration pr´e-accr´etionnelle. Une condensation de phyllosilicates dans la n´ebuleuse solaire `a partir d’ondes de chocs dans le disque a ´et´e propos´ee pour expliquer ces couronnes (Ciesla et al. 2003). De tels ´ev`enements, augmentant localement les conditions P,T, seraient `a-mˆeme d’expliquer ´egalement la formation des chondres. En
Les silicates hydrat´es dans le disque protoplan´etaire
effet, les chondres montrent des indices min´eralogiques d’´episodes de chauffages ´eclairs et de refroidissements rapides, jusqu’`a 1000 K/heure (e.g., Boss et al. 1996).
...
The building blocks of planets within the ‘terrestrial’ region of protoplanetary disks
R. van Boekel1,2, M. Min1, Ch. Leinert3, L.B.F.M. Waters1,4, A. Richichi2,
O. Chesneau3, C. Dominik1, W. Jaffe5, A. Dutrey6, U. Graser3, Th. Henning3,
J. de Jong5, R. Ko¨hler3, A. de Koter1, B. Lopez7, F. Malbet6, S. Morel2,
F. Paresce2, G. Perrin8, Th. Preibisch9, F. Przygodda3, M. Scho¨ller2
& M. Wittkowski2
1Astronomical Institute “Anton Pannekoek”, University of Amsterdam,
Kruislaan 403, 1098 SJ Amsterdam, The Netherlands
2European Southern Observatory, Karl-Schwarzschild-Strasse 2, D-85748
Garching, Germany
3Max-Planck-Institut fu¨r Astronomie Heidelberg, Ko¨nigstuhl 17, 69117
Heidelberg, Germany
4Instituut voor Sterrenkunde, K.U. Leuven, Celestijnenlaan 200B, 3001 Heverlee,
Belgium
5Leiden Observatory, Niels Bohrweg 2, 2333 CA Leiden, The Netherlands 6Observatoire de Bordeaux 2, rue de l’Observatoire F-33270 Floirac, France 7Observatoire de la Coˆte d’Azur, De´partement Fresnel UMR 6528, BP 4229,
06034 Nice Cedex 4, France
8Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique,
Observatoire de Paris, section de Meudon, 5 place Jule Janssen, 92190 Meudon, France
9Max-Planck-Institut fu¨r Radioastronomie, Auf dem Hu¨gel 69, 53121 Bonn,
Germany
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Our Solar System was formed from a cloud of gas and dust. Most of the dust mass is contained in amorphous silicates1
, yet crystalline silicates are abundant throughout the Solar System, reflecting the thermal and chemical alteration of solids during planet formation. (Even primitive bodies such as comets contain crystalline silicates2.) Little is known about the evolution of the
dust that forms Earth-like planets. Here we report spatially resolved detections and compositional analyses of these building blocks in the innermost two astronomical units of three proto- planetary disks. We find the dust in these regions to be highly crystallized, more so than any other dust observed in young stars until now. In addition, the outer region of one star has equal amounts of pyroxene and olivine, whereas the inner regions are dominated by olivine. The spectral shape of the inner-disk spectra shows surprising similarity with Solar System comets. Radial-mixing models naturally explain this resemblance as well as the gradient in chemical composition. Our observations imply that silicates crystallize before any terrestrial planets are formed, consistent with the composition of meteorites in the Solar System.
Most young stars are surrounded by a disk of gas and dust which is a remnant of the star-formation process. This disk is formed owing to conservation of angular momentum in the collapsing proto-stellar cloud, and channels material from the cloud to the proto-star. When the material in the surrounding molecular cloud is exhausted, the disk dissipates within approximately 107
years (ref. 3). Planet formation is believed to result from the growth of submicrometre-sized interstellar dust particles4
. Therefore, changes in size but also in the chemical nature of the dust grains in the nebular disk environment trace the first steps in planet formation. For instance, crystalline silicates are formed as a result of thermal annealing of amorphous grains, or by vaporization and subsequent gas-phase condensation in the innermost disk regions. These are referred to as primary processes. After inclusion of dust in larger parent bodies such as asteroids and planets, so-called secondary processing occurs, which includes oxidation, aqueous alteration and thermal metamorphism. Asteroids and comets contain pristine
interstellar dust as well as dust which has seen substantial proces- sing5
. The reconstruction of the formation history of our Solar System depends on a better understanding of the nature of primary and secondary processes, and when and where they occurred in the proto-solar nebula.
We observed three Herbig Ae stars with the Mid-Infrared Inter- ferometric Instrument (MIDI)6
installed at the Very Large Telescope Interferometer (VLTI). The light from two 8.2-m Unit Telescopes separated by 103 m on the ground was combined, providing a spatial resolution of about 20 milli-arcseconds. This corresponds to ,1–2 astronomical units (AU) at the distance of the observed stars; an improvement of more than a factor of ten in spatial resolution compared to the largest modern-day telescopes, in this wavelength regime. The MIDI instrument measures spectrally dispersed visibilities with l/Dl¼ 30 in the 7.5–13.5-mm atmos- pheric window. The intensity distribution of circumstellar disks is strongly centrally peaked7,8, so the correlated spectra measured by
the interferometer are dominated by the inner 1–2AUof the disks. We refer to these as the inner-disk spectra. In addition, spectra were obtained with a single 8.2-m telescope, in which the objects are spatially unresolved8. We refer to these spectra as the total-disk
spectra. The difference between the total-and the inner-disk spectra arises mainly from a region between approximately 2 and 20AU. We will refer to these spectra as the outer-disk spectra.
Figure 1 The spectrum of the innermost disk regions of HD 142527 compared to spectra of typical dust species. From top to bottom we plot the observed inner-disk spectrum of HD 142527, the laboratory spectra of crystalline olivine and pyroxene29, a laboratory
spectrum of an IDP consisting of hydrated silicates17, and the interstellar medium silicate
spectrum1. The resolution of the laboratory data is reduced to that of the interferometric
spectrum. The main resonances of crystalline pyroxene at 9.2 mm and crystalline olivine at 11.3 mm are clearly seen in the HD 142527 spectrum. We can exclude the possibility of a significant contribution of hydrated silicates to the spectrum in the inner-disk regions of HD 142527, which suggests that we see primary, rather than secondary dust.
NATURE | VOL 432 | 25 NOVEMBER 2004 | www.nature.com/nature © 2004 Nature Publishing Group 479
Figure 21. Spectre infrarouge des régions internes de du disque associée à l’étoile HD 142527, ainsi que notamment les spectres obtenus en laboratoires pour certaines des silicates, comme l’olivine et le pyroxène cristallin, et le spectre d’un silicate hydraté (tiré de Van Boekel et al. 2004).
Fig. 1.17 – Spectre infrarouge des r´egions internes du disque associ´ee `a l’´etoile HD 142527, ainsi que notamment les spectres obtenus en laboratoire pour des silicates comme l’olivine et le pyrox`ene cristallin et le spectre d’un silicate hydrat´e (tir´e de Van Boekel et al. 2004).
Si une hydratation des poussi`eres peut se produire dans le disque, il devrait donc ˆetre possible de d´etecter ces phases hydrat´ees. Les premi`eres d´etections de silicates dans des environnements astrophysiques ont commenc´e dans les ann´ees 1970, avec la d´etection de bandes larges entre `a 9.8 et 18 µm (Gammon et al. 1972), correspondant aux liaisons Si-O et O-Si-O. L’ubiquit´e des silicates dans le disque et le MIS a ´et´e mise en ´evidence grˆace au satellite IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) dans les ann´ees 80. La d´etection de silicates de disque protoplan´etaire a grandement b´en´efici´ee du d´eveloppement de l’Infrared Space Observatory (ISO) dans les ann´ees 90, et plus tard du lancement des t´elescopes Spitzer et Herschel. Cependant, et mˆeme si l’´emission de vapeur d’eau a ´et´e d´etect´ee dans la zone interne d’un disque protoplan´etaire (Carr et Najita 2008), la d´etection de silicates hydrat´es, est un d´efi en soi. En effet, les bandes d’´emissions des silicates hydrat´es (2.7, 2.9 et 6 µm), correspondant aux groupements Si-OH (Knacke 1980) sont tr`es peu marqu´ees et se chevauchent (figure 1.17). Le d´eveloppement apport´e par Spitzer et le futur Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA), ainsi que la mod´elisation des spectres de poussi`eres de phyllosilicates astrophysiques (Morris et al. 2009) pourraient permettre `a terme la d´etection directe de phases hydrat´ees dans les disques de poussi`eres. Des phyllosilicates ont n´eanmoins ´et´e d´etect´es sur des corps du syst`eme solaire lors de la mission Deep Impact sur la com`ete 9P/Tempel, et repr´esentant jusque 8% de l’abondance des silicates (Lisse et al. 2007).
Si la d´etection directe demeure compliqu´ee, il est possible d’´etudier les objets primitifs `
a la recherche de ces silicates hydrat´es. Les chondrites carbon´ees sont tr`es riches en eau
(environ 10% en poids) tandis que les chondrites ordinaires sont tr`es peu hydrat´ees, avec 0.5 et 0,1% en poids (Morbidelli et al. 2000). Dans les chondrites carbon´ees, les phases hy- drat´ees sont majoritairement des amorphes et des phyllosilicates. Des silicates amorphes hydrat´es ont ´et´e identifi´es dans la matrice fine de chondrites notamment dans les chon- drites carbon´ees CR (Abreu et Brearley 2010 ; Le Guillou et Brearley 2014). Les silicates amorphes sont aussi pr´esents sous la forme de GEMS, acronyme de glass with embedded metal and sulfides. Ces GEMS sont des inclusions d’un diam`etre typique de 0.1–0.5 µm riches en sulfures et en kamacite (alliage Fe-Ni). La compl´ementarit´e entre leur compos- tion (en Mg, Fe, Ca, and S) des GEMS et celles des IDPs indique que ces objets pourraient provenir du mˆeme r´eservoir, et avoir ´et´e form´es dans la n´ebuleuse solaire, plutˆot que dans l’ISM (Keller et Messenger 2011). Cette origine n´ebulaire a ´et´e pr´ec´edemment propos´ee par Davoisne et al. (2006). Dans cette ´etude exp´erimentale de recuits d’un film de sili- cate ferro-magn´esien reposant sur un substrat de carbone (diamant). La microstructure obtenue apr`es recuit (sous vide et pour des temp´eratures inf´erieures `a 1000K), est tr`es proche de celles des GEMS et sugg`ere une origine n´ebulaire `a partir du recuit (associ´e `a une r´eduction du fer) d’un pr´ecurseur interstellaire dans les r´egions internes du disque.
Les phyllosilicates n’ont pas ´et´e identifi´es lors de la mission Stardust, sur la com`ete 81/PWild2 (Zolensky et al. 2006). Ceci n’exclut pas pour autant la pr´esence de phyllo- silicates dans la com`ete 81/PWild2. En effet, les hautes temp´eratures g´en´er´ees lors de la collecte des particules ont pu d´etruire les phases hydrat´ees (Zolensky et al. 2006 ; Leroux et al. 2008 ; Roskosz et al. 2008). Les phyllosilicates ont ´egalement ´et´e mesur´es dans les IDPs, o`u certains agr´egats chondritiques poreux ont montr´e des signatures typiques de silicates en feuillets, similaires `a la serpentine et `a la chamosite terrestre (Brownlee, 1978). Dans certains grains, les phyllosilicates repr´esenteraient jusque 50% des silicates.
0 150 300 450 600 Eau IOM CV,CM,CR Orgueil (CI) Orgueil (CI) CC Jupiter Océans terrestres Protosoleil D/H ( × 10 6 )
Figure 22. Rapports D/H de l’eau dans les chondrites carbonées (moyenne) et dans Orgueil (CI), reportés avec le D/H de la fraction insoluble de matière organique (IOM dans les chondrites CV,CR,CM (moyenne) et dans Orgueil (CI).
Les signatures des océans terrestre et du protosoleil sont également représentées. Les D/H proviennent de Robert, 2002.
Fig. 1.18 – Rapports D/H de l’eau dans les chondrites carbon´ees (moyenne) et dans Orgueil (CI), report´es avec le D/H de la fraction insoluble de mati`ere organique (MOI dans les chondrites CV,CR,CM (moyenne) et dans Orgueil (CI). Les signatures des oc´eans terrestres et du protosoleil sont ´egalement repr´esent´ees. Les D/H proviennent de Robert, 2002.
Probl´ematique
D’un point de vue isotopique, l’eau dans les chondrites, principalement pr´esente sous forme d’hydroxyles dans les phyllosilicates (Robert, 2003), est moins enrichie en D que la mati`ere organique, avec une signature globale de l’eau des chondrites carbon´ees compa- rable aux abondances terrestres et enrichie par rapport `a la signature protosolaire (Figure 1.18). Cette proximit´e entre la signature terrestre et celle des chondrites ´eloigne un peu plus la possibilit´e d’un apport massif par les com`etes. Les signatures isotopiques D/H de l’eau des com`etes Haley-Bopp, Hyakutake et Halley, originaires du nuage d’Oort, montrent des signatures tr`es enrichies en D, jusque D/H= 330 x 10−6 pour Haley-Bopp (Meier et al. 1998). Ces mesures semblent exclure de fait ces objets comme sources principales de l’eau terrestre. Cependant, la r´ecente mesure du rapport D/H dans un objet com´etaire, 103P/Hartley 2, provenant de la ceinture de Kuiper (au-del`a de l’orbite de Neptune), a montr´e une valeur proche de l’abondance terrestre (Hartogh et al. 2011). Toutefois, il est important de faire remarquer que les mesures spectroscopiques ont g´en´eralement lieu lors du passage de la com`ete pr`es du Soleil. L’ irradiation (notamment UV) a pu modifier la composition ou ioniser pr´ef´erentiellement certains compos´es. Ainsi, ce qui est mesur´e n’est pas le D/H du cœur de la com`ete, mais bien de la couche la plus externe, ionis´e (et donc possiblement fractionn´e) lors du passage de la com`ete au voisinage du Soleil.