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Abstract and Figures

L’analyse chimique des chondrites montre qu’il y a différents groupes de chondrites avec des différences (faibles) de composition. L’objectif de ce court article est de présenter l’abondance élémentaire des différents types de chondrites en insistant notamment sur certains des critères chimiques qui permettent de les différencier.
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Les abondances élémentaires des chondrites
M. Dobrijevic1,2 and A. Le Postollec1,2
1Université de Bordeaux, F-33400 Talence, France
2Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS, B18N, allée
Geoffroy Saint-Hilaire, 33615 Pessac, France. Email : michel.dobrijevic@u-bordeaux.fr
26 janvier 2020
1 Introduction
Cet article s’adresse aux collectionneurs de météorites, aux étudiants et à toutes les personnes
intéressées par les météorites.
Les météorites sont des pierres extraterrestres qui ont subi divers processus d’altération et
de modification depuis leur formation au début du Système solaire et qui ont survécu à leur
traversée de l’atmosphère. La grande majorité des météorites (près de 90%), dont la chute est
observée et dont des morceaux sont récupérés au sol, sont des chondrites. Ces pierres contiennent
des chondres (d’où leur nom) ; des boules de silicates fondus de tailles millimétriques agrégées
avec des inclusions réfractaires et des grains métalliques dans une matrice de grains beaucoup
plus fins.
Les chondrites représentent le matériau de base qui a participé à la formation des planètes,
des comètes et des astéroïdes. Ce sont donc des témoins de la formation du Système solaire et leur
étude est capitale pour mieux comprendre notre origine. L’analyse chimique de ces météorites
primitives donne l’abondance relative des éléments et nous observons que leur composition est très
proche de celle du Soleil. L’accord est tellement bon entre les abondances solaires et entre certaines
chondrites (les chondrites de type CI) que ces dernières servent de référence pour déterminer
l’abondance solaire de certains éléments que l’on ne peut pas détecter autrement.
L’analyse chimique des chondrites montre qu’il y a différents groupes de chondrites avec des
différences (faibles) de composition. L’objectif de ce court article est de présenter l’abondance
élémentaire des différents types de chondrites en insistant notamment sur certains des critères
chimiques qui permettent de les différencier.
2 Les différents types de météorites
D’après McSween [1999], on regroupe les chondrites en différents clans et groupes. Les
chondrites qui ont des compositions très proches et qui pourraient provenir du même corps parent
(le même astéroïde par exemple) sont dans un même groupe. On regroupe dans un clan des
chondrites qui ont des propriétés proches et qui pourraient s’être formées dans la même région
du Système solaire. A noter que dans Hutchison [2004] et sur la page Wikipedia des chondrites,
il est aussi question de classes. C’est cette terminologie qui sera utilisée par la suite car elle est
plus récente.
Ainsi, il y a trois principales classes : les chondrites ordinaires (car de loin les plus nom-
breuses), les chondrites carbonées (parce qu’on pensait jadis qu’elles étaient les plus riches en
1
carbone) et les chondrites à enstatite (car elles sont riches en un minéral : l’enstatite). Il existe
aussi 2 groupes qui ne sont pas regroupés ni dans une classe, ni dans un clan : les chondrites
Rumuruti (type R) et les chondrites Kakangari (type K). Dans le livre de Hutchison [2004],
il n’est pas fait mention du groupe de type K. Ce groupe est provisoire car il ne contient pas,
pour l’instant, assez de météorites.
Figure 1 Les trois principales classes de chondrites et les différents groupes associés.
La classe des chondrites ordinaires se compose de trois groupes : les types H, L, et LL. Les
membres de ces groupes ont une teneur en fer oxydé de plus en plus bas (dans cet ordre : H, L,
LL). La classe des chondrites à enstatite a deux groupes : les types EH et EL (selon leur teneur
en fer oxydé, EH en a le plus). Enfin, la classe des chondrites carbonées est divisée en 8 groupes :
les types CI, CM, CO (ces deux derniers forment un clan), CV, CK (ces deux derniers forment
un clan), CR, CH et CB (ces trois derniers forment un clan). Le groupe CH est présent dans
Hutchison [2004] mais n’est pas présent dans McSween [1999]. Le groupe CB n’est pas présent
dans ces deux livres. Ceci montre que nos connaissances sur les chondrites évoluent sans cesse.
La Figure 1 résume schématiquement les trois principales classes de chondrite.
3 Abondances élémentaires
Les abondances élémentaires utilisées dans cet article sont celles publiées dans le livre de
Hutchison [2004] et correspondent à des moyennes effectuées sur plusieurs météorites pour les 13
types suivants : H, L, LL, R, CI, CM, CO, CV, CK, CR, CH, EH et EL. Les abondances du
groupe de type K et du groupe de type CB ne sont pas données. La Figure 2 montre la table
des abondances moyennes pour les principaux éléments de ces 13 principaux types de chondrites.
Les données proviennent de plusieurs équipes spécialisées dans l’analyse chimique des météorites
(notamment de Wasson and Kallemeyn [1988]). L’abondance d’eau (H2O) est donnée pour aider
à séparer certaines chondrites carbonées. On remarque que la somme des pourcentages ne fait pas
100% pour chaque élément. Ceci est probablement au fait que les données de cette compilation
proviennent de plusieurs publications (et dans une moindre mesure parce que tous les éléments
ne sont pas donnés dans cette table).
Les principaux éléments détectés dans les chondrites sont les suivants : Si, Ti, Al, Cr, Fe, Mn,
Mg, Ca, Na, K, P, Ni, Co, S, C, O. Deux familles de minéraux sont très abondants dans les chon-
drites : l’olivine (dont la composition va de la forstérite (Mg2SiO4) à la fayalite (Fe2SiO4)) et le
2
Figure 2 Table des abondances moyennes en masse (wt%) des principaux éléments dans 13 types de
chondrites des trois principales classes. D’après Hutchison [2004].
pyroxène (avec les principaux minéraux suivants : enstatite (Mg2Si2O6), diopside (CaMgSi2O6),
ferrosilite (Fe2Si2O6) et hedenburgite (CaFeSi2O6)). Comme l’élément silicium (Si) est omnipré-
sent dans les météorites et pour pouvoir comparer la composition des météorites avec celle de la
composition solaire, il est habituel de présenter les rapports élémentaires en fonction de Si.
Dans les paragraphes suivants, on montre comment faire la différence entre les trois familles
de chondrites et les différents groupes.
3.1 Calcium et aluminium
Parmi les composants des chondrites, on trouve des CAIs (acronyme tiré de l’anglais Calcium
Aluminium-rich Inclusions). Ces inclusions, comme leur nom l’indique, sont riches en calcium
(Ca) et aluminium (Al). Ces éléments apparaissent principalement dans des silicates comme la
mélilite (par exemple Ca2Al2SiO7) et des oxydes comme la spinel (par exemple MgAl2O4).
Il est possible de représenter de nombreux rapports d’abondance élémentaire les uns par
rapport aux autres mais certains sont plus instructifs que d’autres. Par exemple, et compte-tenu
de la remarque précédente, il est intéressant de représenter le rapport Al/Si en fonction de Ca/Si.
Cela permet de différencier les trois classes principales : les chondrites ordinaires, carbonées et
à enstatite. La Figure 3 montre ces rapports et le regroupement des trois classes. On voit donc,
depuis le type EH jusqu’au type CV, que les météorites sont de plus en plus riches en Ca et Al. Les
différences entre les trois types de chondrites ordinaires sont relativement faibles et compte-tenu
de la disparité en abondances de ces météorites, ce n’est pas le meilleur critère pour différencier
les types H, L et LL.
3
Figure 3 Rapport de l’abondance relative élémentaire en masse (notée habituellement wt%) de l’alu-
minium (Al) sur celle du silicium (Si) en fonction du rapport de l’abondance relative élémentaire en masse
(wt%) du calcium (Ca) sur celle de Si. Les trois classes de chondrites sont bien séparées. On peut différencier
certains types au sein d’une même classe. D’après Hutchison [2004].
3.2 Fer et nickel
Pour différencier les chondrites ordinaires, Hutchison [2004] propose de regarder les abon-
dances en masse du fer (Fe) et du nickel (Ni). On voit sur la Figure 4 que les trois types de
chondrites ordinaires sont bien séparées (ainsi que les deux types d’enstatite). Au contraire, les
différents types de chondrites carbonées sont regroupés et donc difficiles à différencier. Enfin,
d’après les Figures 3 et 4, il semble difficile de différencier les types H et R.
3.3 Soufre
D’après les abondances données par Hutchison [2004], il semble qu’il y ait un critère per-
mettant de faire la différence entre les chondrites ordinaires H, L et LL, et entre ces chondrites
et le type R. Il faut s’intéresser à la teneur en soufre (S). La Figure 5 montre les rapports des
abondances en masse de S/Si en fonction de Ni/Si. Si la dispersion entre météorites n’est pas
trop importante, les 4 types de météorites représentées doivent être facilement différentiables.
3.4 Manganèse
Le manganèse (Mn) et le soufre (S) ont des abondances relativement différentes pour chaque
type de chondrites carbonées. La Figure 6 montre les rapports des abondances en masse de Mn/Fe
en fonction de S/Fe. L’élément Mn permet de bien faire la différence entre les types CH, CM et
CI. Les types CV, CO, CK et CR sont regroupés. L’élément Si donne un résultat semblable. En
combinant les deux éléments, et si la dispersion entre les météorites de ces différents types n’est
pas trop importante, les différentes chondrites carbonées doivent être différentiables.
4
Figure 4 Rapport de l’abondance relative élémentaire en masse (wt%) du fer (Fe) sur celle du silicium
(Si) en fonction du rapport de l’abondance relative élémentaire en masse (wt%) du nickel (Ni) sur celle de
Si. Les trois types de chondrites ordinaires sont assez bien séparées, ainsi que les deux types de chondrites à
enstatite. D’après Hutchison [2004].
4 Discussion
Les abondances élémentaires utilisées dans cet article proviennent de Hutchison [2004]. Ce
dernier dit avoir utilisé plusieurs sources, comme Wasson and Kallemeyn [1988]. Dans ce dernier,
on lit que les abondances moyennes proviennent de données publiées depuis juin 1987. Les auteurs
disent avoir écarté certaines valeurs très différentes de la moyenne et avoir donné un poids plus
important à certains résultats de grande qualité (sans plus de détails). Certaines données ont été
multipliées par un certain facteur pour les rapprocher de valeurs plus précises (aucun détail non
plus). Une référence est fournie (article soumis à l’époque) dans lequel le lecteur est censé trouver
plus d’explications mais nous ne l’avons pas trouvée (l’article n’a peut-être pas été publié, ou
avec un autre titre dans une autre revue).
Ces données posent un problème de fond, elles ne permettent pas de connaitre la dispersion
des abondances élémentaires de chaque groupe par rapport aux valeurs moyennes. Ainsi, si on
compare un résultat actuel d’une chondrite quelconque avec ces données, on ne peut pas dire si
la différence obtenue avec la moyenne d’un groupe est statistiquement significative! On ne sait
pas non plus si les différences entre chaque groupe sont statistiquement significatives ! C’est une
limitation importante de ces données.
Afin de valider l’utilisation des abondances élémentaires de Hutchison [2004], malgré les limi-
tations citées ci-dessus, nous avons représen sur la Figure 7 les rapports Mn/Fe en fonction de
S/Fe provenant de Hutchison [2004] (voir aussi la Table 2) pour cinq types de chondrites carbo-
nées, ainsi que les résultats d’une étude récente de Braukmüller et al. [2018]. Dans cette étude,
les abondances élémentaires ont été obtenues par spectrométrie de masse (plus précisément par
SF-ICP-MS : "Sector Field Inductively Coupled Plasma Mass Spectrometry"). Nous avons fait la
moyenne des résultats obtenus pour onze météorites de type CM2. Nous avons donc calculé aussi
l’écart-type donnant une idée de la dispersion des résultats. Compte-tenu de cette dispersion, les
résultats de Hutchison [2004] pour les CM sont en accord avec les résultats de Braukmüller et al.
[2018] (restreints aux CM2). Pour les autres types, nous avons donné les valeurs de une ou deux
5
Figure 5 Rapport de l’abondance relative élémentaire en masse (wt%) du soufre (S) sur celle du silicium
(Si) en fonction du rapport de l’abondance relative élémentaire en masse (wt%) du nickel (Ni) sur celle de Si.
Les trois types de chondrites ordinaires sont bien séparées entre elles et séparées du type R. D’après Hutchison
[2004].
météorites (seuls résultats disponibles dans l’article de Braukmüller et al. [2018]). On remarque
que l’accord sur un petit nombre de mesures n’est pas excellent. Notamment, une analyse d’une
CO est proche de la moyenne des CK et l’une des analyses de CR est très éloignée de la moyenne
des CR. On voit aussi que deux météorites d’une même chute (le cas présenté ici est Allende)
donnent des résultats assez différents.
5 Conclusion
D’après Hutchison [2004], les abondances élémentaires de quelques éléments comme Ca, Al,
Fe, Ni, Mn, Si et S permettraient de faire la différence entre les principaux types de chondrites.
Ainsi, si vous avez l’opportunité d’obtenir les abondances élémentaires en masse ou en nombre
d’atomes (voir l’annexe) d’un échantillon représentatif (donc assez gros) de votre météorite, vous
pouvez a priori déterminer son type (en supposant que c’est une chondrite). Les abondances
en masse données dans cet article (provenant des références citées) ont été obtenues à partir
d’échantillons de plusieurs grammes (afin d’avoir un échantillon représentatif). Une analyse sur
une petite zone ou un petit échantillon donnera éventuellement des résultats très différents (voir
par exemple Saint George et al. [2019]).
En pratique, la détermination d’un type d’une chondrite à partir des abondances élémentaires
n’est pas aussi simple qu’il y parait. Nous montrons ici que, même avec des mesures précises
utilisant une technique de pointe comme la spectrométrie de masse, les rapports obtenus pour
deux éléments, comme les rapports Mn/Fe et S/Fe, ne correspondent pas parfaitement avec les
moyennes de Hutchison [2004]. Des erreurs de détermination sont donc possibles si on n’utilise
que quelques éléments (comme Mn, S et Fe). Ceci montre que la variation des abondances élé-
mentaires entre différentes météorites d’un même type sont importantes. Ainsi, il faut regarder
l’ensemble des éléments pour déterminer le type. Nous montrerons dans un prochain article que
c’est effectivement le cas (voir Dobrijevic and Le Postollec [2020]).
Pour bien différencier les chondrites, les experts utilisent une autre technique d’analyse qui
6
Figure 6 Rapport de l’abondance relative élémentaire en masse (wt%) du manganèse (Mn) sur celle du
fer (Fe) en fonction du rapport de l’abondance relative élémentaire en masse (wt%) du soufre (S) sur celle de
Fe. Les différents types de chondrites carbonées sont assez bien séparés. D’après Hutchison [2004].
permet d’obtenir des mesures isotopiques de l’oxygène, ce qui n’est pas à la portée des amateurs,
ni de beaucoup de professionnels.
Références
Ninja Braukmüller, Frank Wombacher, Dominik C. Hezel, Raphaelle Escoube, and Carsten Mün-
ker. The chemical composition of carbonaceous chondrites : Implications for volatile element
depletion, complementarity and alteration. Geochimica et Cosmochimica Acta, 239 :17–48, Oct
2018. doi : 10.1016/j.gca.2018.07.023.
M. Dobrijevic and A. Le Postollec. Identification des chondrites carbonées par l’analyse de la
composition élémentaire. Université de Bordeaux, 2020.
Robert Hutchison. Meteorites. Cambridge University Press, 2004.
Jr. McSween, Harry Y. Meteorites and their Parent Planets. Cambridge University Press, 1999.
L. Saint George, M. Dobrijevic, A. Le Postollec, L. Londeix, I. Billy, A. Queffelec, Y. Anguy,
C. Gaborieau, and A. Duphil. Analyses préliminaires d’une chondrite ordinaire NWA XXX de
type L. Université de Bordeaux, 2019. doi : 10.13140/RG.2.2.36584.01289.
J. T. Wasson and G. W. Kallemeyn. Compositions of Chondrites. Philosophical Transactions of
the Royal Society of London Series A, 325(1587) :535–544, Jul 1988. doi : 10.1098/rsta.1988.
0066.
Annexe : abondance en masse ou en nombre d’atomes
Les abondances élémentaires sont généralement données dans les articles en masse et sont
normalisées de telle manière que la somme des abondances fait 100. Elles sont donc exprimées
7
Figure 7 Comparaison entre les données de Hutchison [2004] pour cinq types de chondrites carbonées
(losanges bleus) et les résultats de Braukmüller et al. [2018]. La moyenne et l’écart-type de onze chondrites
carbonées de type CM2 (dont les célèbres météorites Murchison, Murray, Mighei, Nogoya, etc) correspondent
au carré rouge. Les deux météorites de type CV3 sont deux échantillons différents de la météorite Allende
(triangles verts). Les deux météorites de type CO3 sont Kainsaz et ALHA 77307 (croix violettes). La météorite
CK4 est ALH 85002 (disque orange). Les deux météorites de type CR2 sont GRA 95229 et LAP 02342 (deux
étoiles bleues).
en pourcentage. Les abondances sont aussi exprimées en nombre d’atomes et normalisées de la
même manière. A toutes fins utiles, voici comment passer de l’une des abondances à l’autre.
Soit xil’abondance relative en atomes (noté habituellement at%) de l’élément ide masse
molaire Miet yison abondance relative en masse (noté habituellement wt%). La formule qui
permet de passer de xiàyiest la suivante :
yi=
xi×Mi
P
i
xi×Mi
(1)
Le passage de yiàxiest alors évident :
xi=
yi
Mi
× X
i
xi×Mi!(2)
8
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Dans le cadre d'un stage de Master 1 de physique, nous avons utilisé plusieurs techniques pour analyser une chondrite ordinaire non référencée mais identifiée par un collectionneur comme une probable chondrite ordinaire de type LL. Les différentes analyses effectuées (me-sure de densité, de susceptibilité magnétique, analyses élémentaires en XRF et EDS, analyse Raman) nous indiquent que ce serait plutôt une chondrite ordinaire de type L. Des analyses plus poussées permettraient de mieux caractériser cette météorite.
Article
In Earth and planetary sciences, the chemical composition of chondritic meteorites provides an essential reference to constrain the composition and differentiation history of planetary reservoirs. Yet, for many trace elements, and in particular for volatile trace elements the composition of chondrites is not well constrained. Here we present new compositional data for carbonaceous chondrites with an emphasis on the origin of the volatile element depletion pattern. Our database includes 25 carbonaceous chondrites from 6 different groups (CI, CM, CR, CV, CO, CK), two ungrouped carbonaceous chondrites and Murchison powder samples heated up to 1000°C in O2 or Ar gas streams, respectively. A total of 51 major and trace elements were analyzed by sector field inductively coupled plasma mass spectrometry (SF-ICP-MS), using chondrite-matched calibration solutions. Our results confirm that parent body alteration and terrestrial weathering only have minor effects on the bulk chondrite compositions. Thermal metamorphism can lead to the loss of some volatile elements, as best observed in the heating experiments and two thermally overprinted chondrites Y-980115 (CI) and EET 96026 (CV4/5 or CK4/5). The effects of aqueous alteration and terrestrial weathering on the Antarctic samples are difficult to discriminate. Both processes may redistribute fluid mobile elements such as K, Na, Rb, U and LREE within the meteorite. In hot desert finds, the typical weathering effects are enrichments of Sr, Ba and U and a depletion of S. In general, moderately volatile elements with 50% condensation temperatures (TC) ranging from 1250 K to 800 K show an increasing depletion, whereas 11 moderately volatile elements with 50% TC between 800 K and 500 K are unfractionated from each other in most samples. Their extent of depletion is characteristic for the different chondrite groups. Because of this well-defined “hockey stick” pattern, we propose to divide the moderately volatile elements into two subgroups, the ‘slope volatile elements’ and the unfractionated ‘plateau volatile elements’ with lower TC. Notably, the abundances of plateau volatile elements exhibit a co-variation with the matrix abundances of the respective host meteorites. Carbonaceous chondrite matrices are likely mixes of: (i) CI-like material and (ii) chondrule-related matrix. Chondrule-related matrix is expected to be depleted in volatile elements relative to CI and likely formed contemporaneously with chondrules, leading to chondrule-matrix complementarity. The addition of CI-like material only changed the absolute elemental concentrations of bulk matrix and bulk chondrite, while refractory and main component element ratios such as Mg/Si remain unaffected. Such a model can also account for the co-existence of low temperature CI-like material and high temperature chondrule and chondrule-related matrix. However, elevated volatile element abundances observed in chondrules still provide a challenge for the model as proposed here.
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This book explores the origins of meteorites by tracing them back to their parent bodies, which are the sites of various geological processes. Recent discoveries are reviewed which reveal that the chemical and physical properties of meteorites contain a record of the processes that formed the solar system. How meteorites escape their parent bodies and find their way to earth is explained.
Article
A compilation of data on 78 elements in the nine groups of chondrites shows each to be isochemical with the exception of a few volatiles. With the exception of the most volatile elements, the groups have solar abundances to within a factor of two. The solar abundances and the chemical and physical properties of phases in the least-altered chondrites indicate formation by grain agglomeration in the preplanetary nebula. Planets formed by the gradual growth of bodies in the solar nebula. Because there is no evidence for the formation of non-chondritic bodies in the nebula, the simplest model calls for the bulk compositions of the terrestrial planets to be chondritic. Mercury is enriched in metal, perhaps either because of high loss of silicates due to enhanced drag in the innermost part of the nebula, or because of enhanced accretion of metallic cores from disrupted asteroids. Chondritic compositions should be considered as boundary conditions for planetary models.