ALS - Magazine 1 - Décembre 2009

26 / ALS Mag Article > Système solaire Processus nébulaires Une chronologie relative des processus de condensation et de formation des CAIs et des chondres peut être établie à partir des traces laissées par la désintégration in situ des isotopes radioactifs à courte période (radioactivités éteintes telles que 10 Be, 26 Al, 60 Fe) qui étaient présents dans le disque d’accrétion. Ces traces sont en excès dans les isotopes fils, par exemple le 26 Mg qui provient de la désintégration β de 26 Al qui a une demi-vie de 0,73 millions d’années. Nos travaux récents ont démontré l’isotope 26 Al était bien distribué d’une manière homogène dans le disque d’accrétion il y a 4,568 milliards d’années au moment de la formation des CAIs. Les variations d’abondance de 26 Al observées dans les chondres (Fig 2) impliquent que leur formation s’est étalée entre ≈ 0,8 et ≈ 3 millions d’années après les CAIs. Cette période de quelques millions d’années est la période clef de l’histoire du disque. Les traces que nous avons trouvées dans les CAIs d’une autre radioactivité éteinte à très courte période, le 7 Be qui a une demi-vie de 53 jours, impliquent que ces CAIs se sont formées très près du Soleil et très tôt. En effet, le 7 Be ne peut être produit que lors de l’irradiation de grains par le rayonnement énergétique de protons et de particules a émis par le Soleil jeune. Ces résultats sont importants parce qu’ils font le lien entre les observations astrophysiques des étoiles en formation et certains fragments des météorites et qu’ainsi ils permettent de rattacher temporellement et spatialement la formation des premiers solides dans le système solaire à l’évolution précoce du Soleil et aux processus d’irradiation associés. La compréhension de la formation de ces premiers solides à haute température dans le gaz de la nébuleuse est uniquement fondée sur une approche théorique à partir de calculs thermodynamiques. Un nouveau système expérimental a donc été développé (le «nébulotron» de 3ème génération) pour essayer de reproduire en laboratoire ces processus de condensation à haute température. Ce système comporte un bombardement laser d’une cible de composition déterminée ainsi qu’un four qui homogénéise en phase vapeur les produits résultants du bombardement laser avant de les condenser sur des plaques métalliques. La température (de 1045 à 1285°C) et la pression ( ≈ 4x10 -3 bar) sont contrôlées durant l’expérience. Ce dispositif expérimental est unique et a permis pour la première fois de reproduire une partie de la séquence de condensation observée dans les météorites primitives et de mettre en évidence les effets cinétiques par rapport aux prédictions thermodynamiques dans le cas d’une condensation à l’équilibre (Fig 3). A partir d’un gaz riche en Mg et Si (et ayant des rapports de concentration solaire pour Ca, Al, Mg et Si) la formation d’oxydes et de silicates cristallins (corindon, spinelle, anorthite, mélilite, diopside alumineux, forstérite et enstatite) a été obtenue (Fig 4). Ces résultats expérimentaux démontrent que les inclusions réfractaires des météorites primitives, ou en tous cas leurs précurseurs, ont bien pu se former par condensation dans le gaz chaud de la nébuleuse protosolaire. De nombreux autres développements de cette expérience sont envisageables pour étudier les processus de condensation que ce soit dans le système solaire ou les enveloppes stellaires. Les résultats les plus récents dans ce domaine concernent la démonstration de la possibilité de former des carbonates (minéraux normalement considérés comme précipitant à partir d’une solution aqueuse) par condensation dans des enveloppes d’étoiles. Enfin, l’association des observations minéralogiques des chondres réduits (chondres de type I considérés comme les chondres les plus primitifs) et des expériences de fusion sous atmosphère enrichie en éléments volatils tels que Na ou Si, ont permis de proposer une origine pour Comment, quand et à quelle vitesse se sont formés les premiers solides dans le gaz de la nébuleuse ? Qu’elle a été l’évolution qui a conduit aux premières petites planètes ? Pour essayer de répondre à ces questions l’approche consiste : • à étudier les composants formés à haute température, les inclusions réfractaires riches en Ca et en Al (appelées CAIs) et les chondres des météorites primitives (les chondrites) • à simuler expérimentalement les processus à haute température de condensation à partir du gaz et les processus d’échanges gaz-solides. Fig 1