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Les météorites
Les différentes familles de météorites (IV) Les sidérites Précisons avant de commencer que du point de vue minéralogique, ce que les astronomes appellent "sidérite" est en fait une météorite contenant de la troïlite, FeS, présentant une densité supérieure à 4.7. L'élément fut identifié en 1863 par Haidinger qui rendit hommage à Domenico Troili qui découvrit cet élément dans la météorite d'Albareto tombée près de Modène en 1766. Les géologues appellent sidérite un minéral terrestre composé de carbonate de fer, FeCO3 et dont la densité peut dépasser 3.9. Discutant dans un contexte astronomique, nous laisserons à la sidérite le sens que les astronomes lui ont toujours attribué. Cette famille de météorites est peu abondante, environ 6% de toutes les météorites récoltées, mais à qui sait les reconnaître et les traiter elles offrent au regard une classe qui n'a d'égal que les pallasites. Les sidérites sont les météorites qu'on reconnait et qu'on trouve le plus facilement. Ainsi, parmi toutes les récoltes de météorites faites en Antarctique, les sidérites sont beaucoup plus représentées que les autres types. La raison est liée à leur forte teneur en fer. D'une part leur forte cohésion interne leur permet de survivre à l'entrée atmosphérique et au phénomène d'ablation qui en résulte. D'autre part, elles sont beaucoup plus résistantes aux intempéries. Il est donc plus fréquent de découvrir de gros fragments de sidérite qu'une chondrite ou une achondrite. Même lorsqu'elles sont enterrées, on peut les détecter avec un détecteur de métal. Pour l'ensemble des collections de météorites, les sidérites représentent près de 90% de la masse de toutes les météorites connues, ce qui représentait ~500 tonnes en 2004. Toutes les plus grandes météorites connues sont des sidérites, avec de très beaux spécimens comme la météorite de Hoba de 60 tonnes tombée en Namibie en 1920 et la météorite de Willamette de 14.1 tonnes tombée en Orégon en 1902 et qui fut modélisée. A voir : Modèle 3D de la météorite de Willamette
Si beaucoup de sidérites ont un aspect extérieur sombre et rouillé qui n'offre a priori aucun intérêt, soyez attentif au fait qu'une roche sensible à l'aimantation et très lourde (masse volumique voisine de 8 g/cm3 soit trois fois plus dense qu'une roche terrestre ordinaire) est quasi certainement une sidérite. Un spécialiste la reconnaîtra immédiatement dans un lot de roches amorphes. Certaines sidérites sont également brillantes et présentent une surface couverte de regmaglyptes, des dépressions plus ou moins profondes voire de cavités d'ablation très reconnaissables comme les sidérites de Willamette, Sikhote-Alin, Campo del Cielo et Gibeon présentées ci-joint. Bien entendu, exposée aux intempéries ou simplement à l'humidité ambiante, une sidérite s'oxyde et rouille, prenant une couleur brune-orange comme la sidérite d'Agoudal découverte au Maroc en 2000. A consulter : Préparation d'une sidérite
Après l'observation visuelle, l'estimation de son poids et de sa densité, comme toutes les météorites l'identification d'une sidérite passe par l'analyse de ses composants. Cela veut dire qu'il faut couper la sidérite, ce qui équivaut à scier et polir une barre de fer, puis attaquer la surface avec des produits chimiques. La coupe d'une sidérite octahédrite présente une structure caractéristique qui en fait tout l'intérêt : le motif de Widmanstätten. Lorsqu'elle est coupée et sa surface polie puis soit attaquée à l'acide ou chauffée, on découvre que la masse est traversée par des lames de taénite, un alliage de fer et de nickel et parfois d'autres métaux. Les coupes polies de sidérites peuvent également présenter une surface uniforme et lisse ou contenir des inclusions de schreibersite et/ou de cohénite. La différence peut être subtile comme illustré ci-dessous. La schreibersite ((Fe,Ni)3P) est un phosphure de fer et de nickel tandis que la cohénite ((Fe,Ni,Co)3C) est un carbure de fer et de nickel. La cohénite est un minéral très instable, qui sous la pression et l'exposition de l'atmosphère se transforme en graphite. Il noircit généralement rapidement. La schreibersite est plus stable et se présente généralement sous forme de filaments.
Enfin, certaine sidérites comme celle de Santa Luzia (IIAB) ou de Calico Rock (IIAB) présentent des bandes ou lignes de Neumann. Ce sont de fins traits parallèles ressemblant à des griffures bien visibles sur Calico Rock qu'on retrouve principalement dans les sidérites hexaédrite dans la phase kamacite (et certaines octaédrites à condition que la phase kamacite mesure environ 30 microns de large). Les lignes de Neumann signalent une déformation induite par un choc du cristal de kamacite, probablement survenu après un impact sur le corps parent de la météorite. Ces motifs métalliques ne sont pas exclusifs. Une sidérite peut contenir en même temps de la taénite (le motif de Widmanstätten), des inclusions (de schreibersite ou de cohénite) et des lignes de Neumann. Chimiquement, 91% des météorites sont composés de fer. Les sidérites contiennent entre 34 et 87% de fer, entre 5 et 66% de nickel, ~1% de cobalt ainsi que des traces de phosphore et de soufre et des quantités infimes (exprimées en ppm) de gallium, germanium et d'iridium. Elles sont réparties en 13 grandes catégories en fonction de leur teneur en métaux :
Il existe trois catégories de sidérites selon la structure des cristaux métalliques : - Les hexahédrites (H) à faible teneur en nickel qui ne présentent pas ce motif mais peuvent présenter des lignes de Neumann (des sortes de rayures rectilignes). Ce réseau enchevêtré de lignes présente une orientation qui dépend du sens de la coupe. On ne retrouve plus les lamelles ni les chondres typiques des lithoïdes. C'est par exemple le cas de la météorite de Sikhote-Alin. - Les octohédrites (O) à teneur noyenne en nickel qui présentent le fameux motif de "Widmanstätten". La largeur des lamelles ou bandes varie entre < 0.2 et > 3.3 mm et dépend du rapport entre les quantités de fer et de nickel présents dans la météorite. - Les ataxites (D) sans motif visible à l'oeil nu car leur teneur en nickel est très élevée (16-30%) et le motif de Widmanstätten disparait au delà de 15% de Nickel. Elles sont rares.
Les sidérites ont été formées dans un lointain passé, dans le noyau d'un astre parent encore en fusion qui a différencié le fer des silicates moins denses et s'est ensuite refroidi. Le fer et le nickel se sont ensuite cristallisés pour donner le motif de "Widmanstätten", un des multiples agencements possible du métal fondu. Les sidérites intéressent particulièrement les géophysiciens car se sont des modèles naturels du noyau métallique de la Terre. En effet, des chercheurs de l'Université d'Heidelberg, en Allemagne, ont récemment apporté la preuve que la sidérite de Washington County découverte dans le Colorado en 1927 renferme depuis plus de 4.5 milliards d'années des gaz nobles issus du vent solaire. Les chercheurs en déduisent que le noyau métallique de la Terre pourrait également contenir des gaz nobles dissous tels que des isotopes de l'hélium et du néon. Ces éléments remonteraient via les plumes du manteau et se mêleraient à des roches ignées (magmatiques) qu'on trouve spécifiquement dans des îles volcaniques de subduction (par ex. Hawaï ou la Réunion) dont la signature gazeuse est différente des roches volcaniques qu'on trouve sur les crêtes océaniques (cf. M.Vogt et al., 2021; M.Vogt, 2021). On y reviendra à propos de la composition du noyau de la Terre. A voir : Iron Gallery - Stony-Iron Gallery
Nous expliquerons en dernière page comment conserver les météorites, en particulier celles contenant du fer et des chlorites qui les font rouiller en quelques années. A propos de l'uakitite En cherchant de l'or, en 2016 deux prospecteurs découvrirent près de Uakit en Sibérie une étrange pierre brunâtre tachetée de jaune un peu arrondie et très lourde pour sa taille (3.96 kg pour 10 x 10 x 7 cm). Elle contient des inclusions jaunes de 5 microns ressemblant à de microscopiques pépites d'or. Après analyse, il s'avéra qu'il s'agissait d'une météorite (la météorite d'Uakite) contenant un minéral inconnu sur Terre, l'uakitite. Cette roche métallique contient 98% de kamacite (un alliage Fe-Ni contenant 90-95% de fer), du nitrure de vanadium (groupe NV) et des traces d'une douzaine autres éléments dont la plupart ne se forment que dans l'espace. Cette roche s'est formée à plus de 1000°C. Comme les autres mononitrures, cette matière est très résistante (dureté 9-10 sur l'échelle de Mohs contre 10 pour le diamant). Vu sa rareté - il n'existe qu'un seul spécimen - cette roche vaut beaucoup plus cher que son poids en or. Anciennement appelée lithoïdes, cette famille regroupe les météorites non ferreuses, c'est la plus importante avec ~92% de tous les spécimens récoltés. Les aérolites regroupent les chondrites dont les carbonées que l'on reconnaît à leur croûte boursouflée et les achondrites dont la croûte est lisse. Mais c'est l'analyse microscopique ou chimique qui est souvent déterminante. Les aérolites contiennent très peu de fer et de nickel (4% maximum dans les urélites). Elles sont beaucoup plus fragiles que les sidérites et peuvent se désagréger au contact du sol. Un éclat dans la météorite permet de distinguer de petites structures de taille millimétriques et généralement de couleur grise, ce sont des nodules de silicates. Constituée soit de matière différenciée soit totalement retraitée, les aérolites sont formées par fusion puis recristallisation dans le coeur ou à la surface d'un astre parent. Il en résulte une structure et une minéralogie distinctes typique d'un processus igneux. La plupart des chondrites (92%) sont de type ordinaire, c'est-à-dire de vraies pierres qui tombent du ciel constituées de différents minéraux mais jamais plus de 35% de métaux. Les chondrites primitives sont les plus rares et représentent ~1.1% des chutes observées et en moyenne 140 météorites récoltés chaque année. La datation isotopique donne aux chondrites un âge de 4.55 à 4.60 milliards d'années. C'est l'âge approximatif du système solaire. Elles sont donc les rares représentantes virginales de la matière première qui façonna le système solaire bien que dans de nombreux cas leurs propriétés natales aient été altérées par la chaleur ou le froid ainsi que nous le verrons. Leur étude se révèle donc particulièrement intéressante pour déterminer la composition primitive du système solaire. Notons qu'en 2020, l'équipe de Philipp Heck de l'Université de Chicago découvrit dans la météorite de Murchison de type CM2 tombée en 1969 des grains de poussière âgés entre 4.6 et 4.9 milliards d'années et, plus surprenant, quelques grains âgés de 7.5 milliards d'années, un record absolu !
Ce type de météorite se compose de 15 à 75% de chondres (du latin "chondros" qui signifie grain de sable), c'est-à-dire de petites inclusions claires composées d'olivine et de pyroxène ainsi que d'autres minéraux dans différentes proportions et structures, noyées dans une matrice sombre de poussière. Par leurs propriétés et leur structure granuleuse particulière, les chondrites nous donnent des indices précis sur leurs origines, les processus qu'elles ont subi, dans quel délai et sous quelle température, et parfois sur l'intensité du champ magnétique à l'époque de leur solidification (par ex. la météorite de Semarkona). Les chercheurs ont divisé les chondrites en plusieurs classes pétrographiques : - Les ordinaires (O) - Les enstatites (E) - Les carbonées (C) - Les kakangary (K) - Les rumurutiites (R). Les chondrites ordinaires contiennent à la fois des éléments volatils (gaz) et des éléments oxydés (fer, magnésium, etc.) qui ont subi une cristallisation rapide, parfois sous forme liquide. Leurs inclusions de forme parfois sphérique suggèrent qu'elles se formèrent sous une gravité très faible voire absente. Ces processus font penser qu'elles ont séjourné à l'intérieur de la Ceinture des astéroïdes et ont évolué dans un environnement à l'écart des planètes, loin des contraintes gravitationnelles. On reviendra sur la formation des chondres.
Parmi les rares chondrites ordinaires de type LL3, c'est-à-dire très pauvre en fer et dont les chondres sont séparées (il n'existe que 4 spécimens dans les collections), citons la météorite de Semarkona qui tomba en Inde en 1940 présentée ci-dessus à gauche dont on ne possède que de petits fragments pesant au total 691 g. Elle présente très peu de métamorphisme et des traces d'un champ magnétique très faible (~54 microteslas) qui suggèrent qu'elle se forma au cours des premiers millions d'années après la formation du système solaire. Une autre chondrite LL3 et donc très rare est la météorite de Krymka pesant 50 kg présentée ci-dessus à droite qui tomba en Ukraine en 1946 ainsi que NWA 5205 (LL3.2) découverte en 2006 dans le nord-ouest du Sahara. Certaines chondrites de type LL/L 3 (NWA 6910, NWA 4910, SAH 97210 et Richfield) contiennent des grains ou des petites chondres de fer, un élément très intéressant qui nous donne renseigne sur l'origine de ce type de chondrite qu'on peut qualifier de métallique (cf. S.Okabayashi et al., 2019). La fameuse météorite de Tchéliabinsk (Chelyabinsk ou Cherbakul) qui tomba dans l'Oural en 2013 (cf. ces vidéos sur YouTube) dont deux fragments sont présentés ci-dessous est une chondrite de type LL5. Elle contient moins de 7% de fer et de métaux, des proportions faibles, et une fusion importante (type 5). L'astre parent est un astéroïde NEA du groupe Apollo (dont les orbites croisent celui de la Terre) dont le membre le plus connu est Cérès.
Les chondrites à enstatite (classe E) telle la météorite d'Abee tombée en Alberta en 1952 (107 kg) présentent abondamment d'éléments réfractaires, signes de hautes températures. Elles ont été complètement réduites sous l'effet de la chaleur. Elles proviendraient donc de la région interne du système solaire. On y reviendra à propos de l'origine de l'eau terrestre. Les chondrites carbonées représentent ~4% des météorites. Elles présentent le plus d'éléments volatils et sont également les roches les plus oxydées. Elles auraient été formées à plus grandes distances du Soleil. Chaque catégorie de chondrite est subdivisée en clans, groupes et sous-groupes pétrographiques pour distinguer certaines structures typiques de leur évolution. Les chondres contiennent des éléments bien structurés qui ont été regroupés en 6 textures :
Dans le classement original établi en 1923 et revu en 1953 et 1966 par la Commission Permanente des Météorites du Congrès Géologique International (cf. "The Meteoritical Bulletin"), les chondrites carbonées se subdivisent en trois grandes catégories en fonction de leur teneur en matière organique : - Le type C1, contient des sulfates, de la magnétite de fer, du nickel et des silicates sous forme hydratée amorphe. Leur structure granuleuse prouve que la matière s’est agglomérée à basse température, inférieure à 500°C. Ces météorites contiennent jusqu'à 6% de composés organiques (carbone). - le type C2, renferme du soufre et du fer sous forme hydratée. Ces météorites contiennent des chondres, petites inclusions d’environ 1 cm de diamètre. Elles contiennent 2.5% de carbone. - le type C3, est moins hydraté que les chondrites de type C2 et contiennent beaucoup moins de carbone (0.5%).
Les chondrites carbonées sont divisées en divers groupes pétrographiques en fonction de leur teneur en chondres, éléments organiques et métaux :
Les chondrites de types C1 et C2, en particulier les groupes CI, CM et CV renferment donc du carbone dont les molécules organiques sont quelquefois solubles dans les solvants organiques ou inorganiques. Des controverses passionnées ont été soulevées par les biochimistes H.Urey, G.Claus, B.Nagy et consorts à propos de soi-disant traces de microfossiles découvertes dans la météorite d’Orgueil, d’Ivuna et plusieurs autres chondrites carbonées. Ils avaient en effet découvert des sortes de microfossiles sphériques qui n’existaient pas dans les autres types de météorites qui rappelaient la structure compartimentée des cellules ou certaines algues. Mais jusqu’à aujourd’hui les expertises semblent indiquer que les composants insolubles ne contiennent aucune trace d’organismes, morts ou fossiles. Les rares chondrites carbonées pétillantes de vie que l’on a trouvé ne contiennent en réalité que du gaz carbonique dissout[5]... A voir : Chondrites Gallery
Une tentative d’explication se dégage aujourd’hui grâce à l’analyse spectrale qui révèle que les chondrites carbonées présentent un spectre infrarouge similaire aux composés aromatiques, telles que la suie ou la cellulose[6]. Il semblerait que ces météorites se soient “charbonisées” en subissant une métamorphose identique à celle du bois de charbon. Enfin, Roy S. Lewis et ses collaborateurs de l’Institut américain Enrico Fermi ont démontré que la plupart des chondrites contenaient un peu de poussière de diamant dans une proportion allant jusqu’à 780 ppm (Murchison). Cet élément s’est formé à l’extérieur du système solaire, dans une phase métastable lors de la condensation stellaire. A consulter : MetBase (2021) Meteorites, Mindat - Meteorites, Jeffery Hodges
Les chondrites de type C2 contiennent également de petits noyaux de la taille du micron formés de grains de quelques dizaines de nanomètres de diamètre. Elles présentent également une teneur anormale du rapport des isotopes du néon Ne-20/Ne-22 par rapport à la constitution moyenne du système solaire. Ces découvertes indiqueraient que ces météorites ce sont vraisemblablement formées lors d’une phase gazeuse en dehors du système solaire, sous les rayonnements des novae et des supernovae, il y a plus de 4.5 milliards d’années. On y reviendra dans l'article consacré à la formation du système solaire. B. Les achondrites Selon la Meteoritical Society, la famille des achondrites ne représente que 8% des chutes météoritiques. Les achondrites contiennent surtout du silicium et des silicates tel l'oxyde de magnésium. On relève également des traces de chlore, de potassium, de scandium, de titane, de vanadium, de manganèse, etc. La présence d'enstatite leur donne une couleur interne blanche.
Les achondrites primitives ou différenciées peuvent être classées en différents groupes. On peut d'abord classer les achondrites dans des groupes pétrographiques en fonction de leur teneur en calcium qui peut atteindre 25% : - Les achondrites riches en calcium (> 5%) : - Les Howardites (HOW) : hétérogènes, elles contiennent des brèches rocheuses - Les Eucrites (EUC) : riches feldspath calcique et pigeonite - Les Angrites (ANG): riches en pyroxène calcique titanifère. - Les achondrites pauvres en calcium (< 3%) : - Les Diogénites (DIO) : le calcium pyroxène est moyennement riche en fer - Les Aubrites (AUB) : sans calcium - Les Uréilites (URE) : des achondrites primitives contenant 4% de ferro-nickel, elles peuvent également contenir des diamants. A voir : Achondrites Gallery
Parmi les achondrites, il faut distinguer le groupe Howardite-Eucrite-Diogénite (HED). Les achondrites du groupe HED se sont formées à la surface de l'astéroïde Vesta qui fut visité par la sonde spatiale Dawn en 2011. Selon la datation radioisotopique, ces météorites se sont cristallisées il y a entre 4.43 et 4.55 milliards d'années. Les Howardites (HOW) sont principalement composées de fragments d'eucrite et de diogénite bréchiques. Elles se seraient formées à la suite de l'enfouissement et de la lithification des éjecta d'impact à la surface de Vesta. Les Eucrites (EUC) sont le type le plus courant de chutes d'achondrites. Elles se seraient formées à partir du refroidissement du magma à la surface de l'astéroïde Vesta. Les achondrites comprennent d'autres groupes dont les SNC (Shergottite-Nakhlilite-Chassignite) et les météorites lunaires sur lesquelles nous reviendrons page suivante et l'acapulcoite (ACA), un groupe très rare représenté par une achondrite primitive découverte en 1976.
A propos des diamants Les diamants naturels peuvent avoir trois origines. La plus commune est l'origine volcanique. Il s'agit des gisements de kimberlite, une roche ultramafique (riche en magnésium et/ou en fer, eau et gaz carbonique et relative basique) contenant des diamants qui se sont formés à haute température et haute pression à plus de 150 km dans les entrailles de la Terre et sont remontés en surface durant de violentes éruptions volcaniques. La seconde origine sont les uréilites précitées, les seules météorites connues contenant des micro-diamants. Dans une étude publiée en 2015 dans la revue "Science", Masaaki Miyahara et ses collègues ont découvert dans des fragments de la météorite d'Almahata Sitta (MS-170), un fragment de l'astéroïde 2007 TC3 tombé au Soudan en 2008, des micro-diamants bien plus gros que leur taille moyenne, atteignant 40 à 100 microns soit 0.1 mm. Ces diamants se sont formés dans un astre hôte qui à ce jour n'a pas encore été identifié. Même origine cosmique pour les diamants noirs également appelés "Carbonado" qui se sont formés dans un astre parent en dehors de la Terre.
La troisième origine sont les cratères d'impacts météoritiques (dont Popigai en Sibérie, Chicxulub au Mexique, etc). Ces diamants se sont formés sous le choc de l'impact. Dans le cas de Popigaï situé à 2000 km au nord de Krasnoïarsk, le cratère mesure 100 km de diamètre tandis que le gisement s'étend sur un rayon de 13.6 km autour du centre. Les diamants mesurent entre 0.5 et 2 mm ce qui représente moins de 0.03 ct, exceptionnellement 10 mm soit 3.5 ct sachant qu'un diamant pur taillé de 0.2 ct se vend environ 1000 €. Les experts russes n'ont exploré que 0.3% du cratère qui contient déjà 147 milliards de carats, le gisement complet contenant probablement 110 fois le stock de carats des réserves mondiales estimé à environ 5 milliards de carats. Le gisement de Popigaï pourrait alimenter l'industrie pendant 3000 ans ! Dans l'univers des "pluies de diamants" existeraient dans les profondeurs (plus de 10000 km) des atmosphères d'Uranus et Neptune, c'est du moins les conclusions des expériences faites en laboratoire par l'équipe de Dominik Kraus publiées dans la revue "Nature" en 2017, confirmant une étude publiée en 2010. Enfin, certaines naines blanches comme BPM 37093 surnommée "Lucy" disposeraient d'un noyau en diamant. Prochain chapitre
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