Les chondres des chondrites… comme vous ne les avez jamais vus !

Grâce à l’utilisation de la cathodoluminescence, deux chercheurs du Laboratoire Lagrange (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université de Nice-Sophia Antipolis1) et du Centre de Recherche sur l'Hétéro-Epitaxie et ses Applications (UPR10-CNRS, Valbonne) ont mis à jour de nouvelles structures internes dans les olivines pauvres en fer des chondres, jamais observées. Ces observations fournissent les preuves d’une croissance épitaxiale à haute température des olivines des chondres à partir du gaz. La cristallisation des chondres, leur texture et leur composition sont donc définies par le degré d’interaction à haute température du liquide silicaté avec le gaz environnant, et non par divers taux de refroidissement comme souvent invoqué. Les chondres sont donc interprétés comme des sondes locales de l’environnement gazeux du disque protoplanétaire dans lequel ils se forment ; des pressions partielles élevées de Mg et de SiO gazeux étant nécessaires pour maintenir la saturation en olivine des chondres. Ces résultats et leurs nombreuses implications seront publiés le 13 juillet 2018 dans Science Advances.

Henry Clifton Sorby, un géologue anglais, est le premier en 1877 à reconnaitre ces objets comme des “fiery drops of rain”, à les appeler: chondres (du grec chondros = grain) et les météorites qui les contiennent: chondrites. Constituant jusqu’à près de 80 % en volume des chondrites (Fig. 1), les chondres ont depuis retenu l’attention de plusieurs générations de cosmochimiste. Où et comment se sont ils formés dans le disque protoplanétaire? Avec quel mécanisme de chauffe? Quels étaient leurs précurseurs? Ont-ils interagi avec leur environnement gazeux? Comment se sont ils refroidis? Quel était leur environnement de formation: nébulaire ou planétaire? De nombreuses questions sont posées, sans pour autant que les réponses fassent l’unanimité dans la communauté.

L’histoire thermique des chondres, déduites de la pétro-géochimie des objets naturels et de leurs analogues expérimentaux, est un des paramètres clés pour comprendre l’évolution des chondres et leur attribuer un scenario astrophysique plausible de formation. Pour des conditions réalistes du disque protoplanétaire solaire, les expériences de cristallisation dynamique reproduisent bien les textures des chondres (porphyriques, barrés, radiés, etc) et fournissent jusqu'à présent les principales données sur les températures maximales de formation des chondres et leurs vitesses de refroidissement.

Grâce aux apports de la cathodoluminescence haute résolution, les auteurs remettent en question ce point de vue en démontrant que la formation de grains d'olivine des chondres est contrôlée par un processus de croissance épitaxiale assistée par le gaz pendant la fusion du chondre à haute température. Bien qu'il soit clair depuis ces dernières années que les chondres aient interagi avec le gaz environnant plutôt que d'être des boules de poussière chauffées dans un système fermé, cet article va plus loin en suggérant que cette interaction avec le gaz définit leur composition et leur texture. Les observations de cathodoluminescence (Fig. 2) montrent en effet des structures internes de zonation des olivines, des cristallisations asymétriques de cristaux d’olivines ou des couches superposées d’olivines à la bordure des chondres incompatibles avec une cristallisation magmatique classique par refroidissement en système fermé.

Plusieurs implications sont discutées dans cet article concernant, notamment la proposition d’une nouvelle histoire thermique des chondres, l’aide à la reconnaissance des grains reliques grâce à la cathodoluminescence, la nécessité de pression élevée ou de rapport gaz/poussière élevé pour expliquer la stabilité de la phase liquide silicaté et la nature des interactions gaz-liquide qui fournit une explication simple à l’absence de fractionnement isotopique important et systématique de type Rayleigh dans les chondres.

Les disques protoplanétaires étant optiquement épais à la plupart des longueurs d'onde, les chondres fournissent, si cette interprétation est correcte, notre meilleure sonde thermochimique du gaz des régions internes et optiquement épaisses des étoiles jeunes.

Cette étude a bénéficié du soutien financier du CNES (support mission OSIRIS-REx) et du BQR de l’OCA.

fig1 chondres

Fig. 1. Carte multi-élémentaire (Al: bleu; Mg: orange; Ca:vert) de la chondrite carbonée: Yamato 81020, CO3.0,
montrant l’abondance relative des chondres (>60%).

fig2 chondres

Fig. 2. Comparaison entre une image classique obtenue au microscope électronique à balayage en électrons rétrodiffusés (haut)
et une image panchromatique obtenue en cathodoluminescence (CL) haute resolution (bas)
sur un chondre porphyrique à olivine de la chondrite carbonée: Yamato 81020, CO3.0.
Notez la richesse des structures chimiques mise en évidence avec la CL au sein des olivines,
notamment les fronts multiples de cristallisation et de dissolution au sein d’une même olivine.
Les activateurs principaux de CL sont ici: Al, Cr et Mn; Fe « quenchant » la luminescence.