Content uploaded by Michel Dobrijevic
Author content
All content in this area was uploaded by Michel Dobrijevic on Feb 16, 2020
Content may be subject to copyright.
Analyses XRF de plusieurs météorites
M. Dobrijevic1,2, A. Le Postollec1,2, and I. Billy3
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
3Université de Bordeaux, UMR "EPOC" CNRS 5805, allée Geoffroy Saint-Hilaire, 33615
Pessac, France
13 février 2020
1 Introduction
Cet article s’adresse aux collectionneurs de météorites, aux étudiants et à toutes les personnes
intéressées par les météorites.
Parmi les méthodes d’analyse que certains collectionneurs et/ou négociants de météorites
utilisent pour déterminer le type des météorites qu’ils se sont procurés, on trouve la technique
XRF (X-ray fluorescence en anglais, c’est-à-dire spectrométrie de fluorescence des rayons X).
Cette technique est rapide et facile d’utilisation. On trouve des instruments XRF portables dont
le prix devient abordable pour certains collectionneurs et/ou négociants. Il convient cependant
de faire attention à ne pas sur-interpréter les résultats obtenus par cette technique. A minima,
cette technique permet de savoir quels sont les éléments présents dans l’échantillon de météorite
(pour les éléments les plus abondants). Elle permet aussi d’étudier l’homogénéité de l’échantillon
et d’estimer qualitativement l’abondance de certains éléments.
Dans cet article, nous avons utilisé la technique XRF pour déterminer la composition élé-
mentaire de différentes météorites et vérifier que l’on peut attribuer un groupe à une météorite à
partir de l’analyse de son spectre XRF.
Dans un premier temps, nous présentons succinctement les dix météorites que nous avons
analysées. Nous explicitons ensuite les conditions expérimentales et donnons quelques généralités
sur la technique XRF. Puis, nous montrons les résultats obtenus. Enfin, nous concluons sur
l’utilisation de l’XRF pour l’analyse météoritique.
2 Présentation de nos échantillons de météorites
Un ami collectionneur et négociant 1nous a prêté plusieurs échantillons de météorites : des
chondrites ordinaires, des chondrites carbonées, des achondrites et des météorites de fer.
On appelle ici "échantillon", un morceau coupé d’une météorite retrouvée au sol. Cette météo-
rite peut être une "individuelle" (c’est-à-dire une météorite entière avec sa croûte de fusion). Par
exemple, plusieurs "individuelles" de la météorite Allende ont été retrouvées dans une même zone
juste après sa chute, l’ensemble totalisant une masse de plus de 2 tonnes. La plus grosse météorite
1. Mathieu Sudre : https ://magellan-meteorite.com
1
de cet ensemble est appelée "main-mass" (masse principale en français). L’échantillon peut aussi
provenir d’un "fragment" de la météorite (découpée par un négociant et/ou un collectionneur).
Parmi l’ensemble des échantillons à notre disposition, nous nous sommes intéressés à ceux qui
présentent au moins une face plane pour permettre de faire des analyses variées. Nous avons aussi
privilégié les météorites de type chondrites et achondrites. Neuf des 10 météorites correspondant
à ces échantillons sont répertoriées. Seule une eucrite n’a pas encore été référencée.
2.1 La météorite non référencée
Parmi les 10 météorites étudiées ici, une seule n’est pas référencée. Elle n’a probablement
jamais été analysée et son type précis reste à confirmer.
2.1.1 Eucrite XXX
Les eucrites sont des achondrites (météorites provenant de corps différenciés et composées
principalement de silicates). Comme les autres météorites du groupe HED (Howardites, Eucrites,
Diogénites), les eucrites proviennent d’un astéroïde de type Vesta. Elles sont composées princi-
palement de pyroxène, de pigeonite et de plagioclase riche en calcium.
Les deux faces de cette eucrite non référencée sont présentées sur la photographie 1. Elle a
été trouvée au Maroc en 2017. Nous n’avons pas plus d’information sur cette météorite pour
l’instant 2.
Figure 1– Les deux faces de la lame de l’échantillon de l’eucrite non référencée. La plus grande diagonale
mesure 35 mm.
2.2 Les météorites référencées
Voyons maintenant les neuf météorites référencées, dont certaines sont bien connues et cé-
lèbres, comme Allende,Bassikounou et Saint-Séverin.
2.2.1 Allende
Allende est une météorite de type chondrite carbonée CV3 tombée au Mexique en 1969. Cette
météorite a fait l’objet de très nombreuses études compte-tenu de sa disponibilité (entre 2 et 3
tonnes ont été récupérées) et de son intérêt (composition proche du Soleil).
2. C’est malheureusement souvent le cas lorsque des collectionneurs, négociants ou chercheurs de météorites ne
font pas l’effort de diffuser toutes les informations minimales dont ont besoin les scientifiques.
2
Les deux faces de l’échantillon d’Allende sont présentées sur la photographie 2. On distingue
de nombreux chondres gris (avec un centre plus foncé pour les plus gros), des inclusions de type
CAIs 3(taches grises de forme indéfinie) et des inclusions métalliques (plus ou moins brillantes).
L’ensemble est inclus dans une matrice sombre. L’échantillon a une masse de 3 g.
Figure 2– Les deux faces de la lame d’un échantillon de la chondrite carbonée CV3 Allende. La grande
diagonale fait 28,2 mm.
2.3 Bassikounou
La météorite Bassikounou est tombée en Mauritanie en 2006. C’est une chondrite ordinaire
H5. On ne trouve quasi aucune publication sur le serveur ADS4concernant cette météorite. La
taille moyenne des chondres est de 0,35 mm.
L’échantillon a une masse de 6,1 g (pour une masse totale de 46 kg répartie en plus de 20
fragments). Les chondres sont de petites tailles et la matrice n’est pas facile à distinguer. Voir la
photographie 3.
Figure 3– Les deux faces de la lame de l’échantillon de la chondrite ordinaire H5 Bassikounou. La plus
grande diagonale mesure 44 mm (sur la face de gauche).
3. Inclusion riche en calcium (Ca) et Aluminium (Al).
4. ADS : Astrophysics Data System : https ://ui.adsabs.harvard.edu/classic-form. C’est la principale base de
données des publications en Astrophysique et Planétologie.
3
2.3.1 Zag
Zag est une chondrite ordinaire H3-6 (ceci signifie que selon la zone, le métamorphisme ther-
mique à peu modifié l’échantillon, c’est donc une type 3 et on voit donc encore des chondres,
et dans d’autres zones, le métamorphisme thermique a fortement modifié l’échantillon et on ne
distingue plus les chondres, ces zones sont de type 6). L’échantillon de cette météorite a une masse
de 9,6 g (pour une masse totale de 175 kg). Cette chondrite est tombée au Maroc en 1998. Sur la
photographie 4, on remarque de nombreuses inclusions métalliques. La croute de fusion du bas
est remarquable par son épaisseur. Les croutes de fusion sont généralement beaucoup plus fines.
Figure 4– Les deux faces de la lame de l’échantillon de la chondrite ordinaire H3-6 Zag. On remarque que
la croute de fusion est relativement épaisse par rapport aux autres chondrites. Le plus grand côté mesure 33
mm (en ligne droite d’un coin à l’autre).
2.3.2 Ghubara
La météorite Ghubara est une chondrite ordinaire de type L5. Elle est tombée en Oman en
1954. L’échantillon fait 2,7 g pour une masse totale récupérée de 1,7 tonne.
Figure 5– La face plane de l’échantillon de Ghubara. On remarque que cet échantillon est oxydé. La plus
grande diagonale mesure 29 mm.
4
2.3.3 NWA 6043
C’est une météorite de type chondrite carbonée CR2 (un groupe avec peu de représentants).
Elle est tombée dans le Sahara en 2009. Elle possède des chondres dont la taille peut atteindre
4 mm. La matrice sombre est riche en phyllosilicates 5. Le pourtour des chondres est souvent
composé de métaux et de sulfides. Des sphères métalliques sont abondantes dans cette météorite.
La photographie 6 montre le petit échantillon de 0,2 g (pour une masse totale de 1,2 kg séparée
en deux morceaux) de la météorite NWA 6043. On distingue une grande proportion de chondres
de tailles variables ainsi que plusieurs inclusions métalliques (dont l’une est présente sur les deux
faces au même endroit).
Figure 6– Les deux faces de la lame de l’échantillon de la chondrite carbonée CR2 NWA 6043. Le petit
côté mesure 10 mm.
2.3.4 NWA 6419
La météorite est tombée au Maroc en 2010. Le nom de cette météorite est provisoire. Nous
n’avons trouvé aucune publication sur cette météorite sur le serveur ADS.
L’échantillon de cette chondrite ordinaire de type LL3 a une masse de 4,2 g pour une unique
individuelle de 340 g. Des chondres de différentes tailles et couleurs sont agglomérés dans une
matrice assez sombre (voir la photographie 7).
2.3.5 NWA 6516
C’est une chondrite carbonée de type CO3 tombée au Maroc en 2009. Le nom de cette météo-
rite est provisoire. Nous n’avons trouvé aucune publication sur cette météorite sur le serveur ADS.
La photographie de la météorite NWA 6516 (voir la photographie 8) montre une multitude de
petits chondres gris avec une matrice foncée. On remarque de nombreuses fractures. L’échantillon
a une masse de 2,2 g (pour une main-mass de 209 g).
5. Minéraux hydratés avec des groupements Si2O5empilés en couches planes parallèles
5
Figure 7– Les deux faces de la lame de l’échantillon de la chondrite ordinaire LL3 NWA 6419. Le côté le
plus long mesure 32 mm.
Figure 8– Les deux faces de la lame de l’échantillon de la chondrite carbonée CO3 NWA 6516. Sur la
photographie de droite, le côté à gauche mesure 22 mm.
6
2.3.6 NWA 4818
Cette météorite tombée au Maroc en 2006 est une chondrite carbonée CV3. Nous n’avons
trouvé aucune publication sur cette météorite sur le serveur ADS.
On remarque sur la photographie 9 des chondres assez gros dans une matrice très foncée
(comme la météorite Allende). L’échantillon a une masse de 5,7 g pour une main-mass de 388 g.
Une seule face est polie.
Figure 9– La face polie de l’échantillon de la chondrite carbonée CV3 NWA 4818. La plus grande diagonale
mesure 29 mm.
2.3.7 Saint-Séverin
C’est une chondrite ordinaire de type LL6 dont la chute a été observée en France en 1966.
C’est l’une des 77 météorites françaises.
Le petit échantillon de 1,2 g (pour une main-mass de 271 kg) est présenté sur la photographie
10. Les deux faces sont polies mais elles ne sont pas parallèles (l’un des coins est beaucoup moins
épais que les deux autres). On ne distingue pas clairement les chondres sur cette photographie.
Figure 10 – Une des deux faces polies de l’échantillon de la chondrite ordinaire LL6 Saint-Séverin. Le côté
le plus long mesure 19 mm.
7
3 Expérience et mesures
3.1 Conditions expérimentales
La technique XRF se base sur le principe suivant. Lorsque l’on bombarde de la matière avec des
rayons X, la matière absorbe cette énergie puis émet de l’énergie sous la forme de rayons X. Chaque
élément émet des photons X à des longueurs d’onde spécifiques (ou des énergies spécifiques), ce qui
permet d’identifier les éléments présents dans cette matière. Seuls les éléments les plus abondants
seront au-dessus de la limite de détection de l’appareil. Par ailleurs, les éléments plus légers que
Mg (avant Mg dans le tableau de Mendeleïev) ne sont pas détectables par l’instrument que nous
avons utilisé. La liste des éléments détectés n’est donc évidemment pas exhaustive.
Figure 11 – Mise en place des échantillons de météorite (sur les deux supports blancs) dans l’appareil XRF.
Cette appareil est utilisé principalement pour l’analyse élémentaire des carottes sédimentaires (principalement
les carottes océaniques). L’émetteur et le détecteur de photons X se trouvent dans le boitier doré qui se déplace
automatiquement de gauche à droite et se pose sur chaque échantillon.
Les mesures par spectroscopie XRF (X-Ray Fluorescence) ont été réalisées au laboratoire
EPOC. L’appareil est un Core Scanner R
de la société Avaatech. Nous avons utilisé des énergies
de 10 et 30 kV pour la source primaire de rayons X, un courant de 400 µA à 10 kV (sans filtre)
et 1500 µA à 30 kV (avec un filtre palladium (Pd)). Chaque acquisition durait 20 s à 10 kV et
30 s à 30 kV. La fenêtre d’analyse était de 10 mm ×10 mm dans tous les cas et les mesures ont
été faites vers le centre de chaque échantillon. Cela permet d’avoir la composition élémentaire
moyenne de l’échantillon, à condition d’être certain que l’échantillon est relativement homogène
sur une telle surface. Cette hypothèse nécessiterait d’être vérifiée pour chaque échantillon...
Pour faire des mesures XRF, il est indispensable que les échantillons soient plans et parallèles
au détecteur pour que ce dernier puisse se poser entièrement dessus. Une vue d’ensemble de
l’appareil et des échantillons est représentée sur la Figure 11.
Enfin, il faut noter que toute analyse introduit une contamination plus ou moins gênante.
Dans le cas présent, le contaminant principal est le rhodium (Rh) qui est dû à la source de rayons
X. On note la présence de rubidium (Rb) qui apparait à cause de l’effet compton du Rh. Ces
deux éléments apparaissent effectivement dans les spectres (voir la Figure 12). Les autres éléments
parasites sont l’argent (Ag) (dû au système d’ouverture du détecteur et au collimateur), et dans
une moindre mesure le nickel (Ni) et l’étain (Sn) qui viennent du détecteur. L’étain et l’argent
n’ayant pas été détectés, la contamination par ces trois derniers éléments est très superficielle.
8
3.2 Mesures et interprétation
La mesure du nombre de photons X reçus en fonction de l’énergie donne un spectre en nombre
de coups par canal d’énergie. Deux exemples de spectre XRF de l’eucrite sont représentés sur la
Figure 12. L’avantage de ces spectres c’est qu’ils ne sont pas fortement dominés par le fer (Fe)
comme c’est le cas pour les autres échantillons.
Figure 12 – Spectres XRF à 10 kV et 30 kV pour l’échantillon de la météorite de type eucrite. Le spectre
à 30 kV est tronqué pour les plus basses énergies pour montrer les pics les moins hauts. Le nombre de coups
détectés est représenté en bleu en fonction de l’énergie (en keV). La courbe rouge correspond à la ligne de
base (le bruit de fond du spectre) qui devient importante à haute énergie. La surface jaune représente le
meilleur ajustement théorique pour chaque élément. On remarque que le colbalt (Co) est dans la raie du fer
(Fe) ; l’incertitude relative sur le nombre de coups de Co est un peu plus élevée que pour beaucoup d’autres
éléments. L’élément rubidium (Rb) est un contaminant expérimental.
A partir de ce spectre, on obtient un tableau du nombre de coups pour chaque élément (c’est
l’aire sous la courbe de la raie d’émission correspondant à l’élément). On peut donc ensuite faire
des comparaisons entre chaque élément d’une météorite à une autre. Il est important de rappeler
que le nombre de coups ne donne pas l’abondance relative ou la concentration de chaque élément.
9
Pour obtenir un tel résultat, il serait indispensable d’effectuer un étalonnage préalable pour chaque
échantillon de météorite à partir d’un standard de composition connue et avec une matrice (un
type de roche) identique à la météorite analysée. En pratique, il est très difficile d’obtenir de telles
conditions. Ainsi, la technique XRF est surtout utilisée pour comparer différents échantillons ou
étudier l’homogénéité spatiale d’un échantillon donné.
4 Résultats
4.1 Résultats à 30 kV
Nous commençons par les résultats à 30 kV car peu d’éléments sont détectés. Les résultats
sont donnés dans la table de la Figure 13. Huit éléments sont détectés. Les plus abondants sont le
fer (Fe), le nickel (Ni), le manganèse (Mn) et le cobalt (Co). On trouve aussi du strontium (Sr),
du zirconium (Zr), du cuivre (Cu) et du zinc (Zn).
On remarque que l’eucrite se démarque très nettement des autres météorites. Tous les élé-
ments, à part Mn, ont un nombre de coups très différents des autres météorites (en première
approximation, ce nombre donne une idée de l’abondance). Une eucrite est une roche corres-
pondant au manteau d’un corps différencié (un astéroïde), il est donc normal de trouver des
abondances élémentaires très différentes des chondrites.
Figure 13 – Résultats XRF à 30 kV. Nombre de coups dans l’aire de chaque raie (et l’écart-type corres-
pondant) pour chaque élément.
Sur la Figure 14 sont représentés les rapports Mn/Fe et Ni/Fe pour les 10 météorites. Trois
groupes se distinguent nettement. Les chondrites carbonées et les chondrites ordinaires forment
deux groupes bien séparés sur la figure, eux-mêmes nettement séparés de l’eucrite. Ainsi, même
sans étalonnage, une analyse XRF permet de différencier les achondrites des chondrites et dif-
férencier les chondrites ordinaires des chondrites carbonées. Les abondances relatives à Si des
autres éléments ne permettent pas de clairement faire la différence entre les différentes météorites
au sein d’un même groupe.
10
Figure 14 – Résultats XRF à 30 kV. Rapport en nombre de coups Mn/Fe en fonction de Ni/Fe. On distingue
clairement trois groupes : celui des chondrites carbonées (à gauche), des chondrites ordinaires (au centre) et
l’eucrite (à droite).
4.2 Résultats à 10 kV
Nous avons vu dans un précédent article (voir Dobrijevic and Le Postollec [2020]) que l’étude
des éléments aluminium (Al) et calcium (Ca) permet de faire la différence entre les différents
groupes de météorites (voir aussi Hutchison [2004]). En particulier, le rapport de l’abondance
relative élémentaire en masse (notée habituellement wt%) de Al sur Si en fonction du rapport
de l’abondance relative élémentaire en masse (wt%) de Ca sur Si donne une droite sur laquelle
les 3 classes de chondrites sont bien séparées. On peut même différencier certains types au sein
d’une même classe. En l’absence d’étalonnage, les mesures XRF ne donnent pas du tout le même
résultat, comme on peut le voir sur la Figure 15. La plupart des météorites sont regroupées dans
un même paquet et ne peuvent pas être différenciées sur ce critère.
Sur la Figure 15, on remarque que l’élément Mn permet (comme à 30 kV) de faire la différence
entre les chondrites ordinaires, les chondrites carbonées et l’eucrite. Cependant, on remarque aussi
que les deux CV3 sont espacées, ce qui suggère que les valeurs des rapports pour chaque groupe
de météorites ont une dispersion suffisamment importante, ce qui ne permettrait pas de faire la
différence entre les CO, CV et CR notamment.
5 Conclusion
Nous montrons sur un petit nombre de météorites (10 échantillons) qu’une analyse XRF sans
étalonnage permet de faire la différence entre les chondrites ordinaires, les chondrites carbonées et
les achondrites. Cette technique donne par ailleurs la composition (mais pas les abondances) des
principaux éléments. C’est donc une technique rapide et non destructrice qui permet d’associer
un groupe à une météorite. Il faut cependant posséder un échantillon à face plane.
Pour améliorer cette étude, nous pensons qu’il serait intéressant de determiner à quelle échelle
(c’est-à-dire la taille de la zone analysée) on peut considérer que l’échantillon météoritique est ho-
11
Figure 15 – Résultats XRF à 10 kV. En haut : rapport en nombre de coups dans l’aire des raies de Al,
Ca et Si. Représentation de Al/Si en fonction de Ca/Si. La plupart des météorites sont regroupées dans un
même paquet et ne peuvent pas être différenciées. En bas : rapport en nombre de coups dans l’aire des raies
de Co, Mn et Si. Représentation de Co/Si en fonction de Mn/Si. On peut distinguer les chondrites ordinaires
des chondrites carbonées et de l’achondrite.
12
mogène. Cette information dépend très probablement du type de météorite puisque les dimensions
des chondres et des inclusions diffèrent fortement selon le type.
L’étude que nous avons menée ne portait que sur quelques météorites. Il serait important de
compléter cette étude par des analyses XRF de beaucoup d’autres météorites afin d’obtenir des
distributions pour chaque rapport élémentaire intéressant (notamment ceux présentés dans cette
étude), ce qui permettrait de calculer des valeurs moyennes et des écart-types pour chacune de
ces distributions et donc vérifier que les différences observées sont significatives (ou non). Nous
espérons compléter petit-à-petit cette étude, au fur et à mesure que nous collecterons de nouvelles
météorites.
Remerciements
Merci à Mathieu Sudre, collectionneur et négociant, pour le prêt des échantillons de météorite !
Références
M. Dobrijevic and A. Le Postollec. Les abondances élémentaires des chondrites. Université de
Bordeaux, 2020. doi : 10.13140/RG.2.2.20909.64484.
Robert Hutchison. Meteorites. Cambridge University Press, 2004.
13