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Les météorites, témoins de la formation du système solaire


Les météorites sont les témoins d'évènements qui se sont déroulés lorsque le système solaire était tout jeune. Elles nous permettent de mieux en mieux définir le scénario de formation du système solaire.

 

Datation Pb-Pb des inclusions CAI de la météorite Allende

 

La météorite "Allende" est tombée le 8 février 1969 sur la province de Chihuahua au Mexique et on a recueilli presque deux tonnes de débris sur une surface de plus de 100 km². C'est une météorite du type chondrite carbonée.

Les chondrites sont des météorites non différenciées provenant de corps trop petits pour se différencier intérieurement depuis leur formation. Leur matériau constitutif s'est formé en même temps que le système solaire. Les chondrites et notre Soleil ont d'ailleurs la même composition chimique en excluant les éléments volatils. Ces météorites présentent des chondres (du grec chondros signifiant "grain"), sortes de petites boules qui sont des bulles de magma ayant cristallisé sous forme de sphères en apesanteur.

Vigarano.jpg

 

La météorite Allende est constituée d'un agrégat contenant, en plus de chondres, un mélange de silicates et de métal et des inclusions CAI (Calcium Aluminium Inclusions), le tout englobé dans une matrice qui "cimente" l'ensemble.

Allende_01.gif

 

 

Les inclusions réfractaires CAI de la météorite Allende sont considérées comme les plus vieux objets de notre système solaire. Elles se sont formées à très haute température et renfermaient beaucoup d'uranium et de thorium. Pour les dater, nous allons utiliser la méthode Plomb-Plomb. Cette méthode de datation isotopique repose sur la détermination de la composition isotopique du plomb, dont deux isotopes, 206Pb et 207Pb proviennent pour partie de la désintégration naturelle de deux isotopes radioactifs à longue vie de l'uranium : 235U et 238U. Chacun de ces nucléides se transmute par désintégrations successives et constitue l'origine de familles radioactives dont le dernier nucléide stable est un isotope du plomb. Ainsi 235U et 238U  produisent au final respectivement 207Pb et 206Pb. En termes de bilan de ces suites de désintégration, tout se passe comme s’il ne se produisait qu'une seule réaction directe de désintégration pour chaque isotope :

desintegration_uranium2.jpg

En effet, on peut omettre les désintégrations intermédiaires car leurs demi-vies sont très courtes par rapport aux demi-vies des nucléides parents. Pour information, les constantes radiocatives qui figurent ici ont été déterminées par Jaffrey et al. en 1971.

On peut montrer qu'il existe une relation entre les rapports isotopiques uranium26.jpget uranium25.jpg. La démonstration est ici.

 uranium32.jpg

Cette relation constitue la « clé de voûte » de la méthode plomb-plomb qui repose sur la caractérisation de la composition isotopique du plomb d’un ensemble d’échantillons. Si ces échantillons se sont formés à la même époque, à partir d'un même matériau source, alors la représentation graphique de uranium25.jpgen fonction de uranium26.jpg est une droite dont la pente permet de déterminer le temps T écoulé depuis la fermeture du système (c'est-à-dire l'âge des échantillons).

 

  1. Calculer les temps de demi-vie de chaque désintégration et justifier l'utilisation de ses deux isotopes ici.

 

  1. La détermination de la composition isotopique du Pb contenu dans des inclusions CAI de la météorite Allende a donné les résultats suivants. (Source : Manhès G., Göpel C. et Allègre C.J. - IPGP (1988)). Dans le tableau, ne figurent pas les incertitudes liées à la mesure.
 EchantillonG2/6Br9/648C/7A1/7
uranium26.jpg290251896186
uranium25.jpg185161564121

 

 

Ouvrir le tableur Open Office et créer une feuille de calcul comportant le tableau précédent.

Insérer un diagramme X-Y (avec uranium26.jpgen abscisse) pour construire la représentation graphique des variations de  uranium25.jpgen fonction de uranium26.jpg. Insérer la courbe de tendance (choisir une régression linéaire) et afficher son équation. En déduire la valeur de la pente de la droite obtenue. (Choisir 4 chiffres significatifs pour exprimer ces valeurs en utilisant le formatage de cellule "nombre" pour préciser le nombre de décimales voulues.)

 

  1. La pente de la droite obtenue correspond à :uranium24.jpg. La détermination directe de l'âge t à partir de la pente est impossible (on ne peut résoudre directement cette équation). On va donc utiliser un calibrage numérique. Reprendre la feuille de calcul précédente et dans un autre onglet construire le tableau qui suit. (Dans l'image, il n'est pas complet).

isochrone_Allende.jpg

Pour les âges, il suffit de taper 4,500 dans la cellule A4 et de créer la formule = A4 + 0,001 dans A5. Ensuite, étirer vers le bas à l'aide la poignée de recopie. Calibrer les âges entre 4 ,500 et 4,590 Ga. Dans la formule, il ne faut pas oublier de multiplier le temps par 109 car il faut convertir les Ga (milliards d'année) en années. En effet, les constantes radioactives sont données en a-1 !

Donner l'âge des inclusions CAI l'aide du tableau de calibrage.

 

Datation Pb-Pb des achondrites basaltiques

 

Les météorites ne possédant pas de chondres sont appelées des achondrites. Ce sont des météorites différenciées. Parmi ces météorites, on distingue les météorites de fer et les météorites basaltiques. Les achondrites basaltiques sont des météorites différenciées semblables aux basaltes que l'on trouve sur Terre ; elles ont les caractéristiques de la partie silicatée des chondrites. Les météorites de fer ont la composition de la partie métallique des chondrites.

Les achondrites se sont formées à partir des chondrites primitives : il y a eu séparation du fer et des silicates ce qui a donné ces deux types de météorites. Elles témoignent du début de la phase de différentiation des petits corps planétaires formés par l'accrétion de chondrites en fusion. En fusionnant, le métal liquide, plus lourd a migré vers le centre du corps tandis que les silicates en fusion, moins denses, sont restés au-dessus. Ensuite, il y a eu refroidissement.

 

  1. La détermination de la composition isotopique du Pb contenu dans des achondrites basaltiques a donné les résultats suivants. Dans le tableau, ne figurent pas les incertitudes liées à la mesure.

Sources : (1) Tatsumoto M., Knight R.J. et Allègre C.J. (1973) - (2) Lugmair G.W. et Galer S.J.G. (1992) - (3) Chen J.H. et Wasserburg G.J. (1985) - (4) Carlson R.W, Tera F. et Boctor N.Z. (1988).

EchantillonNuevo Laredo (1)Angra dos Reis (2)Lewis Cliff (2)Ibitira (3)Bereba (4)
uranium26.jpg 233,645922692,5598,8690
uranium25.jpg 152,513688440,3381,7432

 

Ouvrir le tableur Open Office et créer une feuille de calcul comportant le tableau précédent.

Insérer un diagramme X-Y (avec uranium26.jpgen abscisse) pour construire la représentation graphique des variations de  uranium25.jpgen fonction de uranium26.jpg. Insérer la courbe de tendance (choisir une régression linéaire) et afficher son équation. En déduire la valeur de la pente de la droite obtenue. (Choisir 4 chiffres significatifs pour exprimer ces valeurs en utilisant le formatage de cellule "nombre" pour préciser le nombre de décimales voulues.)

 

  1. Reprendre la feuille de calcul précédente et dans un autre onglet construire comme précédemment le tableau de calibrage. En déduire l'âge de ces achondrites basaltiques.

 

Les météorites témoins de la formation du système solaire

 

Voici les grandes lignes du scénario de la formation du système solaire :

- contraction de la nébuleuse protosolaire (fragment d'un nuage moléculaire constitué de poussières et de gaz H et He) accompagnée de "l'isolation" de cette matière du milieu interstellaire. Cette contraction a provoqué une élévation de température engendrant des transformations chimiques de cette matière originelle qui a sédimenté dans le disque protoplanétaire (aujourd'hui, le plan de l'écliptique).

- coalescence des grains de matière obtenus ;

- accrétion des grains en planétésimaux.

- collisions pour former des planètes ;

- différenciation des planètes formées. Pour la Terre, la majeure partie de cette différenciation s'est produite, il y a 4,45 Ga environ (formation du noyau et formation de l'atmosphère entre 4,46 Ga et 4,43 Ga).

 

  1. En utilisant les âges obtenus par les datations réalisées précédemment, établir la chronologie des évènements lors de la formation du système solaire.
  2. L'âge de la Terre a été déterminé par Clair Patterson en 1955 à 4,55 Ga. A quoi correspond cet âge ?

 

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