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Les étoiles filantes, les météorites

1 Les observations

Tout d’abord, ce que l’on observe…

1.1 Les étoiles filantes

Les étoiles filantes ne sont pas des étoiles ! Ce sont de minuscules grains de poussières cosmiques, parfois de moins d’un gramme, qui tournent autour du Soleil sur des orbites semblables à celles des planètes, souvent orientées différemment. Alors, il arrive que la Terre rencontre une de ces poussières, qui tombe dans son atmosphère en produisant le phénomène lumineux que nous observons. La brièveté du phénomène est déterminée par la très grande vitesse à laquelle la météorite se précipite dans notre atmosphère.

Les poussières sont souvent groupées en essaims, et lorsque la Terre rencontre un tel essaim, on assiste à la chute d’un grand nombre d’étoiles filantes en peu de temps ; c’est ce qu’on appelle une pluie d’étoiles filantes. Ces pluies se reproduisent chaque année à date fixe, lorsque l’orbite de la Terre croise l’essaim.

Quand on observe une pluie, on a l’impression que toutes les étoiles filantes viennent de la même région du ciel. Ceci est un effet de perspective, exactement comme les deux rails d’une voie de chemin de fer semblent se rapprocher au loin, et provenir d’un même point. Vous avez aussi cette impression lorsque vous roulez en voiture sous une chute de neige : les flocons semblent venir du centre du pare-brise.

Le point du ciel d’où semblent provenir les étoiles filantes se nomme le radian, et il se trouve forcément dans une constellation (puisque celles-ci couvrent tout le ciel). On donne alors un nom à la pluie d’après la constellation dans laquelle se trouve le radian. Les plus spectaculaires sont les Perséides (constellation de Persée) en été, et les Léonides (dans le Lion) à l’automne.

Les corps plus gros, juqu’à quelques centaines de grammes ou quelques kilogrammes, produisent parfois une traînée persistante dans le ciel. Ils donnent de beaux spectacles, mais sont détruits dans leur chute.

Les corps de taille supérieure parviennent jusqu’au sol, plus ou moins transformés. On les retrouve parfois : ce sont les météorites.

Dans l’imaginaire ancien, la Terre était le seul corps solide, de nature fondamentalement différente des objets célestes. Il ne pouvait pas y avoir de pierres dans le ciel, aussi toute observation de chute était forcément une erreur ! La première chute reconnue s’est produite à Ensisheim, en Alsace. Elle a été observée par un trop grand nombre de personnes pour la nier.

1.2 Vocabulaire

• Étoile filante : phénomène lumineux, produit par une poussière qui tombe. Ce n’est pas l’incandescence de la poussière que l’on voit, mais l’ionisation de l’air induite par la chute. L’énergie dégagée par l’impact sur la haute atmosphère arrache des électrons aux atomes rencontrés, et les ionise ; lorsqu’un atome ionisé rencontre un électron libre (ce qui se produit très vite) ils se recombinent en produisant une raie d’émission particulière.
• Bolide : objet plus gros, qui se brise dans son choc sur l’atmosphère. Il laisse une traînée persistante parce que l’énergie dégagée est bien plus importante.
• Météorite : les météorites sont les objets tombés au sol. Ils sont forcément assez gros pour ne pas se détruire lors de la traversée de l’atmosphère. Pendant sa chute, la météorite se manifeste comme un bolide.
• Météore : un météore est un phénomène atmosphérique quelconque : la pluie, le vent, sont des météores. Il ne faut donc pas confondre météorite et météore ! La lumière émise par la chute d’une météorite est un météore, puisque c’est un phénomène lumineux atmosphérique.
• Micrométéorite : à l’opposé des météorites de taille suffisante pour franchir l’atmosphère, les micrométéorites sont des poussières trop petites pour se consumer. Leur légèreté leur confère une énergie très faible, même si leur vitesse est grande. Elles arrivent à ralentir sur les hautes couches de l’atmosphère, puis tombent très lentement jusqu’au sol. Il en tombe en permanence partout sur Terre, mais la difficulté de distinguer ces poussières extraterrestres des autres est très grande. Il existe une source importante de micrométéorites dans les lacs de l’Arctique (Groënland) ou dans l’Antarctique. Les micrométéorites tombent sur la neige, sont entraînées vers le bas par la fusion, et finissent dans les creux où l’on peut les recueillir.
• Chute On parle de chute lorsqu’on observe l’arrivée de la météorite. On en connait donc la date.
• Trouvaille La traversée de l’atmosphère par le météoroïde est si rapide, que la probabilité de l’observer est très faible. Pour la plupart des météorites, la chute n’est donc pas observée, et on s’en remet au hasard pour faire des découvertes. Lorsqu’on trouve une météorite par hasard, on parle de trouvaille.

Si vous n’êtes pas convaincu qu’un météore n’est qu’un simple phénomène atmosphérique, pensez à la météorologie ! Comme son nom l’indique, c’est bien l’étude du vent, de la pluie, de la neige, des météores…

Les trouvailles se font aisément dans le cas où le terrain est dénudé, car une météorite se voit aisément. C’est la cas des déserts chauds (Sahara ou autre), ou froid comme l’Antarctique. Dans ce dernier cas, on profite d’une situation exceptionnelle. Les météorites tombent sur la glace qui, comme les glaciers des Alpes, coule dans le sens de la pente. La météorite est donc entraînée dans ce mouvement, qui va s’arrêter parfois contre un nunatak (on nomme ainsi un sommet de montagne qui émerge seul de la glace). Les météorites se concentrent dans ces lieux, et il ne reste vraiment qu’à les ramasser… Il existe ainsi une ligne de collines dans l’Antarctique, nommée Allan Hills, où l’on a trouvé de nombreuses météorites (dont le nom est 'ALH', suivi de deux chiffres pour indiquer l’année de la découverte, et de trois chiffres pour le numéro de la découverte).

1.3 Les météorites

Les objets dont la taille est comprise entre quelques mètres et quelques dizaines de kilomètres apportent une énergie cinétique considérable (proportionnelle à la masse, et au carré de la vitesse). En percutant une planète (la Terre, la Lune ou autre), ils y creusent des cratères parfois immenses. Tous les cratères que l’on voit sur la Lune, même avec de simples jumelles, ont été produits par de tels impacts. Même les mers lunaires, ces bassins atteignant les 300 km de diamètre, ont été produites par des impacts ; l’énergie colossale mise en jeu a complètement fondu la croûte lunaire dans la zone du choc, et les roches fondues se sont répandues comme une véritable mer. Ensuite, rapidement, elles se sont refroidies et donc durcies. Ces chocs s’étant produits après l’intense bombardement météoritique des débuts du système solaire, il n’y avait plus beaucoup de météorites pour creuser de nouveaux cratères. C’est pourquoi le fond des mers lunaires apparaît relativement lisse.

1.4 Conditions de chute

La rentrée dans l’atmosphère est très rapide, car les météorites arrivent à une vitesse de l’ordre de 15 km/s, et n’ont que 100 km à parcourir depuis l’espace jusqu’au sol (voir plus loin). L’angle d’arrivée est aussi important. On a noté le cas d’une météorite qui est arrivée dans l’atmosphère sous un angle bien trop faible, et qui a ricoché : elle est repartie dans l’espace. Elle a eu chaud, mais elle ne perdait rien pour attendre. Après un petit tour autour du Soleil, elle a été attirée par la Terre, sur laquelle elle est retombée après un peu moins d’une orbite autour du Soleil ! Au cours de la chute, elle subi :

• Freinage aérodynamique - La pression de l’air exercée sur la météorite, produit une force de freinage, suffisante pour arrêter les micrométéorites, qui tombent ensuite en vol plané. Pour les objets assez gros, cette pression peut devenir supérieure à la force de cohésion de la météorite, qui éclate. Ceci se produit bien plus facilement pour les météorites pierreuses (chondrites et achondrites), que pour les ferreuses (sidérites) dont la cohésion est plus importante.
• Echauffement - Dans l’espace, la température du cœur d’une météorite avoisine 30 K (-243° C). Au moment de son entrée dans l’atmosphère, elle est fortement chauffée : sa température de surface atteint très brutalement plusieurs milliers de degrés. Deux cas se présentent :
  • si la météorite est pierreuse, la conductibilité thermique est faible, et la chaleur n’aura pas le temps de gagner le cœur. Les silicates constituants sont réfractaires, et résistent à la chaleur.
  • si elle est métallique, le métal fond en surface, et s’évapore. L’évaporation produit un refroidissement, qui compense le chauffage de friction. Ainsi, la température s’élève moins que celle d’une météorite pierreuse.

La chaleur n’ayant pas le temps de se répartir, le gradient de température produit des tensions mécaniques énormes, qui amènent souvent l’éclatement de la météorite (en plus de la pression). Mais elles ne sont pas toutes égales devant ce phénomène : les pierres conduisent moins bien la chaleur que les objets métalliques, et leur cohésion est plus faible. Aussi, les pierres explosent entre 30 km et 10 km d’altitude, alors que la fragmentation des météorites métalliques est plus rare, et si elle se produit, ce sera en général à basse altitude.

Les pierres peuvent arriver au sol froides, et lentement. On a noté l’exemple de la météorite de Pultusk en Pologne, qui est tombée sur la surface gelée d’un lac, sans casser ni fondre la glace !

Après la chute, la météorite est toujours aussi froide à l’intérieur, et se refroidit très vite en surface. Il peut arriver que de la glace se forme dessus, par condensation de la vapeur d’eau atmosphérique. Même si ceci n’est pas le cas, il faut prendre des précautions avant de toucher une météorite qui vient de tomber : on risque de se geler les doigts. Si une météorite tombe à vos pieds, ne vous précipitez pas pour la ramasser…

Dans leur traversée de l’atmosphère, les météorites perdent des plumes : on nomme ablation la perte de masse par la surface. On l’estime à 1 à 4 mm d’épaisseur par seconde de chute.

1.5 Origine des poussières et météorites

Les étoiles filantes, en particulier les pluies d’étoiles filantes (les poussières qui les produisent) proviennent en général des comètes (qui mélangent glaces et silicates). En se sublimant, la glace des comètes libère les poussières qu’elle contient, et ces poussières s’échappent car les comètes sont incapables de les retenir gravitationnellement. Elles constituent la queue de poussières. Elles continuent de tourner autour du Soleil, sur des orbites proches de celle de la comète. Lorsque la Terre vient traverser cette orbite, elle reçoit ces poussières sous la forme d’une pluie d’étoiles filantes.

Les météorites ne sont pas en général des débris de comètes. Pour comprendre d’où elles viennent, il faut considérer la formation du système solaire, il y a 5 milliards d’années. Un chapitre lui est consacré, auquel vous pouvez vous référer pour de plus amples détails.

Le processus d’accrétion, qui a formé les planètes à partir des poussières et des gaz du nuage primordial, n’a pas épuisé tous les petits corps qui circulaient autour du Soleil. En particulier, au-delà de l’orbite de Mars, l’attraction de Jupiter était trop forte pour permettre à une grosse planète de se former, mais pas assez pour attirer à elle tous les blocs qui y circulaient. Il est alors resté, entre Mars et Jupiter, des millions si ce n’est des milliards de blocs de tailles diverses, et dont les orbites étaient de même nature que celle des planètes : toutes à peu près dans le plan de l’écliptique, proches d’un cercle, et tournant dans le même sens que toutes les planètes. Ce sont les astéroïdes (du grec aster, astre, et eidos, forme). On les a parfois nommés petites planètes. L’ensemble de ces objets situés entre Mars et Jupiter est nommé Ceinture des astéroïdes, ou Ceinture principale.

Au fil des milliards d’années, les astéroïdes subissent des collisions, qui les fragmentent parfois. Les météorites sont, en général, soit des débris d’astéroïdes, soit de petits objets qui n’ont jamais atteint une taille importante. Quelques unes, en particulier les micrométéorites, pourraient provenir de comètes. D’autres, nous le verrons plus loin, proviennent d’objets plus importants.

1.6 Chute d’une météorite

Pourquoi un cailloux circulant entre Mars et Jupiter aurait-il la fantaisie soudaine de venir faire un tour sur Terre ?

On peut faire des calculs de mécanique céleste pour déterminer au bout de combien de temps les perturbations vont décrocher l’objet de son orbite calme, pour l’expédier chez nous. Le résultat est sans appel : bien plus longtemps que l’âge du système solaire. Conclusion : à part une ou deux exceptions, il est impossible de recevoir des cailloux de l’espace. Et pourtant…

La solution réside là encore dans le jeu des résonnances : on ne peut rien construire si on n’agit jamais deux fois de la même manière. Mais si un petit corps se retrouve toujours à peu près dans la même position lorsque Jupiter arrive dans les parages, la grosse planète la poussera toujours dans le même sens. Et l’accumulation des poussées au fil des orbites, peut déformer la trajectoire au point d’expédier l’objet sous d’autres cieux.

C’est le principe de Quasimodo qui pousse la cloche lorsque celle-ci s’apprête à repartir dans l’autre sens. C’est ainsi également que l’on pousse une balançoire… La poussée est en résonnance avec la fréquence propre de la cloche, ou de la balançoire.

On a montré que le temps caractéristique pour une telle perturbation est de l’ordre de 10 millions d’années, ce qui est tout à fait compatible avec le taux de chute observé.

Pour résumer, on pense aujourd’hui que les météorites proviennent des comètes (micrométéorites essentiellement), des astéroïdes pour la plupart, de la Lune, Mars, ou Vesta pour un petit nombre d’entre elles.

Nous verrons plus loin qu’elles nous renseignent très probablement sur la constitution interne d’une planète.

1.7 Recensement

On recense quelques 40.000 météorites connues, comprenant seulement 1 085 chutes ! Et 27 000 parmi les trouvailles proviennent de l'Antarctique, soit 70 %. Ceci se justifie par les conditions de recherche sur la glace. Deux ont été trouvées sur la Lune par les équipages des missions Apollo : cratère Bench (Apollo 12, 1969) et Hadley Rille (Apollo 15, 1971).

Sur Mars, les rovers qui parcourent le sol ont trouvé plusieurs météorites :

• Opportunity sur Meridiani Planum
  • Heat Shield Rock en 2005
  • Block Island, Shelter Island et Mackinac Island en 2009
  • Oileán Ruaidh en 2010
• Spirit dans le cratère Gusev en 2006
  • Allan Hills et Zhong Shan
• Curiosity en 2014
  • Lebanon

2 Formation des météorites

Les météorites sont donc des cailloux (mot que nous préciserons plus loin) qui viennent d’une région du système solaire où une planète n’a pas pu se former. Mais cependant, des astéroïdes de toutes tailles se sont constitués, par accrétion de plus petits, pour former finalement les planètes. Certains ne sont pas parvenus à ce stade. Les moins importants, de petite masse, n’ont pu accumuler beaucoup de chaleur, et ont conservé leur structure originelle. Directement pour les plus petits, après fragmentation due à un choc pour les autres, ils ont produit des météorites qui viennent tomber sur la Terre.

Certaines de ces météorites sont des pierres (au sens usuel du terme), simplement recouvertes d’une couche noirâtre et vitreuse produite par la fusion superficielle en traversant l’atmosphère de la Terre. Elles ont été nommées aérolithes (nom masculin, du grec aero air, et lithos pierre), mais ce terme est peu usité aujourd’hui.

Dans les objets plus massifs, il y a eu différenciation par chauffage. La différenciation est la séparation gravitationnelle des matériaux dans un liquide, les plus lourds tombant au fond (vers le centre de la planète), les plus légers surnageant à la surface. C’est ainsi que les gaz, et plus généralement tous les volatils, s’échappent de la surface de la planète et ont produit dans le passé les atmosphères. Aujourd’hui encore, ce dégazage se manifeste dans les volcans et les zones alentours.

On distingue donc tout d’abord les météorites différenciées et les météorites non différenciées.

2.1 Météorites non différenciées : chondrites

Certaines météorites sont les objets les plus primitifs que l’on connaisse. A l’examen, ils montrent de petits globules millimétriques clairs, nommés chondres (nom masculin, du grec chondrion, qui signifie grain). On les appelle donc chondrites (nom féminin). On pense que ces globules se trouvaient dans le nuage au moment de la formation du système solaire, et qu’ils viennent de très loin : ils auraient été produits par l’explosion d’une supernova.

Les chondrites se sont agglomérées à basse température, assez loin du Soleil, dans un corps parent trop peu massif pour s’échauffer et se transformer. La chimie est peu active à cause du froid qui règne dans ces régions, et ils n’ont donc pas évolué depuis leur formation. Leur composition est très proche de celle de l’atmosphère du Soleil (donc de la nébuleuse primitive), sauf pour les éléments les plus volatils qui y sont moins abondants. Ce sont des témoins de la naissance du système solaire.

Leur constitution se présente ainsi :

• Chondres : globules millimétriques (0,1 à 2 mm, rarement plus gros), grossièrement sphériques, d’aspect vitreux, probablement formés par des gouttelettes refroidies. On n’en trouve dans aucun des matériaux terrestres, et ils sont une signature pour certaines météorites. Ce sont des minéraux ignés, qui ont subi une forte élévation de température (paradoxe, on les trouve dans des objets qui n’ont pas été chauffés…). Leurs propriétés minéralogiques impliquent qu’ils se sont refroidis très rapidement, passant de 1.500 ou même 1.900 K à la température de l’espace en une dizaine de minutes, au plus quelques heures (ceci est confirmé par des expériences de laboratoire). Les chondres constituent jusqu’à 80 % d’une chondrite.
• Matrice : les chondres sont agglutinés par un ciment sombre à grain fin, la matrice, constituée de minuscules grains d’olivine, de pyroxène, de sulfures, d’oxydes, de feldspathoïdes et de graphite. On y trouve des poussières interstellaires. Après formation, la matrice a été légèrement refondue, probablement par chauffage lié à la désintégration de l’aluminium 26. Ceci a produit une sorte de métamorphisme des chondrites.
• Inclusions réfractaires : ce sont d’autres inclusions figurant dans la matrice des chondrites. On les nomme poétiquement CAI (Ca Al Inclusions), car elles sont constituées de grains clairs très riches en calcium et aluminium. On les trouve presque exclusivement dans la sous-classe de chondrites que l’on appelle chondrites carbonées.

Les chondrites carbonées sont des chondrites contenant 5 % de matière organique riche en carbone. Certains minéraux des chondrites carbonées sont anormaux (par rapport aux minéraux semblables sur Terre) : leurs cristaux ont des atomes de magnésium 26 à la place de l’aluminium. Or l’aluminium 26 est radioactif, et décroît en magnésium 26 avec une période de 720.000 ans. Si on considère que ces minéraux se sont formés normalement, avec Al et non Mg, il faut envisager qu’il y avait à l’époque de leur formation assez de ²⁶Al présent. Puisque sa période est très courte, il venait de se former (bien moins que 5 millions d’années, puisqu’après 5 millions d’années il n’en reste pratiquement plus).

Comment l’aluminium 26 se forme-t-il ? Bien sûr par des réactions nucléaires, soit à l’intérieur des étoiles, soit dans l’explosion d’une supernova. S’il s’est formé dans une étoile, il y est resté assez longtemps pour se transformer en ²⁶Mg. Il ne reste donc que l’hypothèse de la supernova qui aurait explosé non loin du nuage d’hydrogène et d’hélium protosolaire. Elle a rejeté dans l’espace de l’aluminium ²⁶Al, qui a constitué des minéraux puis des grains. L’enveloppe de la supernova est venue à grande vitesse percuter le nuage protosolaire, en le contaminant et en produisant une onde de choc. Il est probable que cette onde de choc ait amorcé l’effondrement gravitationnel du nuage à l’origine du système solaire.

2.2 Différenciation

Les éléments lourds synthétisés dans l’explosion de cette supernova (par des réactions nucléaires différentes de celles qui se produisent dans les étoiles), sont projetés au loin. A une distance suffisante de l’explosion, la température est assez basse pour que les atomes puissent se combiner en molécules, puis ces molécules en grains. Ces grains, après un voyage spatial assez long, sont arrivés dans le nuage qui allait se contracter pour former notre système solaire. Lorsque les planétésimaux se sont formés, ils ont aggloméré ces grains. Ce sont les chondres qu’on trouve dans certaines météorites.

Les plus gros astéroïdes ont été suffisamment massifs pour atteindre la température de fusion (par accrétion et radioactivité). Le processus de différenciation s’est alors déroulé, amenant les éléments lourds, fer et nickel, au centre, les silicates légers en surface. Dans la zone intermédiaire, un mélange des deux a subsisté. Puis, l’objet s’est refroidi et solidifié. Si un objet de cette taille est tombé sur la Terre, il a dû produire un cataclysme extraordinaire. Mais la Terre n’en a pas gardé la trace, à cause de l’érosion sous toutes ses formes (la Lune provient probablement d’un tel impact gigantesque). Certains de ces astéroïdes ont dû eux aussi subir des chocs. Supposons que deux astéroïdes de quelques centaines de kilomètres de diamètre (donc différenciés) se soient heurtés, assez violement pour les briser. Des fragments provenant de chaque partie ont été projetés dans l’espace, sur de nouvelles orbites. Les morceaux provenant du noyau sont constitués d’un alliage de fer et de nickel pratiquement pur. Ceux provenant de la zone intermédiaire contiennent à la fois du fer-nickel et des silicates (mélange dans la zone la plus profonde, silicates purs plus haut). Enfin, ceux provenant de la croûte de l’astéroïde ne contiennent que des silicates.

On trouve effectivement toutes ces sortes de météorites :

• celles qui ne contiennent pas de silicates (fer-nickel pur) provenant du noyau sont nommées sidérites (nom féminin, du grec sideros = fer) ;
• les mixtes provenant du manteau sont appellées sidérolithes (nom féminin, du grec sideros = fer + lithos = pierre).
• celles provenant de la surface ressemblent un peu aux chondrites, mais ne contiennent pas de chondres : s’il y en avait, ils ont été détruits par la chaleur. Ces météorites sont nommées achondrites (nom féminin, grec a = privatif).

Les météorites sont donc une source de renseignements irremplaçable pour la connaissance des conditions qui prévalaient dans notre système lors de sa formation, et même sur la physique des explosions d’étoiles (par les matériaux radioactifs désintégrés).

Après cette description globale, nous allons examiner en détail chaque type de météorites, et ses caractéristiques.

2.3 Classement

Le graphe ci-dessous donne un classement simplifié des météorites. Les termes qui y apparaissent seront définis plus bas.

Ici, aérolithe est synonyme de météorite pierreuse.

3 Catalogue

3.1 Chondrites

Les chondrites sont classées selon des critères minéralogiques. On distingue tout d’abord les clans, qui regroupent les objets ayant des compositions minéralogiques proches, donc probablement issus de la même zone dans le système solaire. Ensuite, dans chaque clan, on distingue les objets ayant des propriétés vraiment semblables, à tel point que les membres d’un groupe doivent provenir d’un même corps parent. Les clans n’ont pas tous la même importance, celui des chondrites ordinaires est de loin le plus nombreux, et sont nom vient de là. La liste ci-dessous donne les clans, et les groupes à l’intérieur de chaque clan :

• chondrite ordinaire : le clan des plus courantes. On les subdivise selon leur teneur en fer par rapport à leur teneur en silicium, et on les désigne à l’aide d’une lettre :
  • H : (High) contenant beaucoup de fer oxydé ;
  • L : (Low) contenant peu de fer oxydé ;
  • LL : (Low Low) très peu de fer oxydé.
• chondrite carbonée : le clan des plus riches en éléments volatils, et contenant quelques pour cent de carbone. Leur composition est la plus proche de celle du Soleil ;
  • CI : ne contiennent pas de chondres ! Le 'I' signifie Ivuna en Tanzanie, où a eu lieu la chute représentative du groupe ;
  • CM : pour Mighei, Ukraine ;
  • CO : pour Ornans, France ;
  • CR : pour Renazzo, en Italie ;
  • CK : pour Karoonda en Australie ;
  • CV : pour Vigarano en Italie, celles contenant le plus de CAIs.
• chondrite à enstatite : clan des météorites contenant ce minéral (MgSiO₃)  :
  • EH : (High) chondrite à enstatite, à fort taux de fer ;
  • EL : (Low) idem, contenant peu de fer ;
• chondrite Rumuruti : clan ne comprenant qu’un seul groupe R, car toutes les météorites lui appartenant ont la même composition ; elles proviennent de Rumuruti ;
• chondrite Kakangari, un seul groupe K, la provenance étant Kakangari, en Inde.

Les chondrites ont parfois été transformées dans un corps parent trop petit pour être différencié (sinon ce ne seraient plus des chondrites). Les modifications peuvent venir de divers mécanismes  :

• métamorphisme, si la chaleur a été suffisante (la masse du corps parent assez élevée, mais pas pour le fondre totalement)  ;
• choc entre des planétésimaux ;
• formation de brèches (brisure de l’objet par choc, puis réassemblage gravitationnel de l’objet et solidification) ;
• réactions chimiques, le plus souvent en présence d’eau.

Les chondrites forment une famille dans laquelle la taille du corps parent a décidé de la constitution. Les plus petits donnent les météorites les plus primitives, car ils ont évacué très vite toute chaleur, et la température n’a pas pu monter. Leur composition est restée quasi-solaire (très proche de celle de la chromosphère).

La composition des chondrites montre par rapport à celle de la photosphère, un déficit en élément volatils (H, He, N, C), et au contraire un enrichissement en Li et Be. Le déficit de volatils s’explique pacre qu’ils sont gazeux (le carbone également dans les conditions qui régnaient alors). Et la surabondance en Li et Be se conçoit car ces éléments, très fragiles, sont détuits par les réactions nucléaires dans le soleil. Les autres éléments sont dans la même proportion, autant qu’on puisse en juger car les proportions dans le soleil sont déduites des raies spectrales, à guère mieux que 40 % près. Dans ces conditions, on considère que la composition des chondrites est plus proche de la composition initiale du soleil, que ne l’est sa composition actuelle. Elle représente donc mieux les abondances cosmiques.

Les chondrites sont aussi numérotées, de 1 (beaucoup de volatils) à 6 (bien mélangées). Les chondrites 3 sont les mieux conservées et les plus représentatives de l’état de nébuleuse primitive. De 3 à 1, elles sont de plus en plus transformées par l’eau. Les types 1 ne présentent pas de chondres : soit il n’y en avait pas à la formation, soit ils ont été détruits par l’eau. De 3 à 6, les chondrites sont de plus en plus métamorphisées (elles ont subi une élévation de température de plus en plus forte).

Fragment d’une chondrite du Maroc, montrant sa croûte de fusion photo J. Gispert

La même chondrite, vue de la face coupée et polie, laissant apparaître les chondres photo J. Gispert

Le fragment de cette météorite a été coupé, de manière à mettre en évidence sa constitution interne. Sur cette photo, on voit les chondres, qui sont les petits globules ronds de couleur claire. D’autres inclusions claires, mais de forme irrégulière, sont les CAI (Calcium Aluminium Inclusions). Quelques petites zones grises sont des inclusions de fer-nickel, qui seront bien plus apparentes sur la photo ci-dessous, faite avec un éclairage différent :

Inclusions de Ni-Fe dans la même chondrite photo J. Gispert

3.2 Sidérites

Les météorites décrites à partir de là sont différenciées, contrairement aux chondrites qui sont primitives. Les sidérites participent pour 6 % de la totalité des chutes. Elles sont constituée majoritairement de fer, avec un petit pourcentage de nickel, et des traces d’autres éléments (iridium, chrome, gallium, germanium, carbone, phosphore…). Elles sont subdivisées en treize groupes, qui représentent 75 % d’entre elles. Mais il en reste 25 % qui ne peuvent être classées dans ces groupes, et qui sont joliment nommées iranom, pour iron anomalous.

Le pourcentage de nickel est supérieur à 5 % dans toutes les sidérites. Dans la majorité d’entre elles, il est compris entre 6 et 10 %. Les sidérites contenant davantage de nickel sont très rares.

Selon le pourcentage de nickel, on distingue trois alliages différents des deux métaux, qui présentent des structures cristallines différentes :

• la kamacite, à structure cristalline cubique centrée, contenant de 4 à 7,5 % de nickel ;
• la taénite, à structure cristalline cubique à faces centrées ;
• la tétraénite, à structure tétraédrique, qui contient plus de 50 % de nickel.

La tétraénite est rare, et les sidérites normales sont des mélanges de kamacite et de taénite. La cristallisation de ces deux alliages étant différente, et se produisant à des températures différentes, il existe dans la sidérite un entrelac de cristaux de chaque espèce. Pour les mettre en évidence, on pratique de la manière suivante :

on coupe une tranche de la sidérite ; on la polit ; on l’attaque par un mélange acide (opération dangereuse sans grandes précautions, surtout à cause des projections possibles dans les yeux) qui attaque plus fortement l’une des deux formes cristallines. Cette opération met en évidence les deux sortes de critallisations, en produisant un dessin caractéristique nommé figures de Widmanstäten, du nom de la personne qui les a découvertes :

Sidérite de Gibéon (octaédrite IV A), montrant les figures de Widmanstäten photo J. Gispert

Les bandes sont formées de taénite, et elles englobent des plages de kamacite.

Cette météorite fait partie de la plus importante chute connue, découverte en 1836 en Namibie. Les objets recouvrent une surface elliptique de 275 × 100 km, centrée sur Brukkaros, et la plus grande densité de météorites se trouve à Gibéon. Elle provient très probablement d’un objet de 4 x 4 x 1,5 mètres, arrivant très incliné par rapport au sol, et qui s’est fragmenté à haute altitude. Les fragments ont ainsi eu le temps de fondre en surface par frottement sur l’air, et de se recouvrir eux-même d’une croûte de fusion.

Cette météorite est constituée presque exclusivement de taénite et de kamacite. Outre le fer qui est de loin le constituant principal, elle contient 8 % de nickel, 0,5 % de cobalt, 0,04 % de phosphore, et des traces de quelques autres éléments.

Sidérite de Sikhote-Alin (Sibérie) tombée le 12/02/1947 photo J. Gispert

Cet échantillon de Sikhote-Alin montre la surface d’abrasion. La traînée laissée par la chute de cette météorite a été plus brillante que le Soleil pendant plusieurs minutes. Le plus gros fragment est exposé à Moscou, il pèse 1.745 kg, et a creusé un cratère de 26 m de diamètre. La météorite s’est fragmentée à 10.000 m d’altitude. La masse totale récupérée dépasse les vingt tonnes.

Les sidérites sont classées selon :

• les hexaédrites : leur teneur en nickel est comprise entre 5 et 6 %. La maille cristalline élémentaire est cubique (hexahèdre).
• les octaédrites : les plus nombreuses, elles sont caractérisées par une faible teneur en nickel, de 7 à 15 %.
• les ataxites : leur teneur en nickel est très forte, dépassant les 16 %, et allant exceptionnellement jusqu’à 60 %. Les cristaux sont beaucoup plus petits, et les figures de Widmanstätten ne sont plus visibles qu’au microscope.

3.3 Sidérolithes

Les sidérolithes contribuent pour 1 % de toutes les chutes de météorites. Elles sont donc relativement rares. Leur nom (grec sidéros = fer, lithos = pierre) donne une très bonne indication sur leur composition.

On les subdivise en deux sous-classes bien distinctes :

• les pallasites (proches des sidérites) : matrice de ferro-nickel enchassant de beaux critaux d’olivine, millimétriques à centimétriques, jaunes à verts. Elles sont nommées d’après Pallas, naturaliste allemand, qui a étudié en 1775 une météorite tombée à Krasnojarsk en Russie.
• les mésosidérites (proches des achondrites) : mélanges de ferro-nickel et de silicates en parties égales, semblables aux eucrites. Les silicates se partagent en pyroxène (silicates contenant le radical SiO₃) et plagioclase (mélange de minéraux en proportions variables d’albite NaAlSi₃O₈ et d’anorthite CaAl₂Si₂O₈). Les proportions de fer-nickel et de silicates font qu’ici le métal constitue des inclusions dans les silicates, à l’inverse des pallasites.

Leur formation nécessite la présence d’un alliage de ferro-nickel, et d’olivine, les deux fondus. Ceci se trouve réalisé à l’interface entre le noyau et le manteau d’un corps différencié. La proportion de métaux et de silicates varie avec la profondeur, les pallasites s’étant formées plus profondément que les mésosidérites.

Tranche de la pallasite Brahin, près de Gomel, Biélorussie trouvée en 1810 photo J. Gispert

Cette météorite est une sidérolithe, variété pallasite. Elle montre des cristaux d’olivine jaune-verte, pris dans une matrice métallique constituée de fer et de nickel. Elle provient du manteau inférieur d’un astéroïde déjà différencié, qui a dû être brisé par un choc très violent, lors de la rencontre avec un autre astéroïde.

La même tranche vue en transparence photo J. Gispert

Fragment de la météorite Imilac photo J. Gispert

La météorite Imilac est une autre pallasite, provenant du désert d’Atacama au Chili. Le fragment présenté ici n’est pas coupé, et montre sa croûte. Il faut toutefois remarquer que la chute est ancienne, et la surface bien érodée.

Les fragments de cette météorite ont été trouvés en 1822, et le poids total est évalué à 920 kg. Elle a creusé un petit cratère.

3.4 Achondrites

Achondrite est formé à partir du préfixe grec a privatif, et sa signification est "sans chondres". Ce sont donc des météorites pierreuses, essentiellement constituées de silicates, et ne montrant pas de chondres. Ceux-ci étant relativement sensibles à la chaleur, on en déduit que ces roches ont été chauffées, ce qui explique leur disparition. Ceci est attesté aussi par la texture de la météorite, et pas sa composition minéralogique qui sont proches de celles des magmas terrestres.

Les chondrites apparaisent comme des météorites primitives, non altérées, alors que les achondrites ont subi des transformations physico-chimiques. Ce nom a été donné par Brezina à Vienne en 1895.

Les achondrites sont pauvres en métal, fer et nickel, et plus riches en éléments volatils. Or elles ont été constituées à partir des mêmes matériaux que les chondrites. Pour expliquer ces caractéristiques -chauffage, élimination des éléments lourds-, on invoque la différenciation qui se produit dans une planète en formation, chauffée par énergie gravitationnelle et radioactivité. Les achondrites sont donc les fragments de l’écorce, ne contenant guère que des silicates, d’une petite planète déjà différenciée. Les sidérolithes et les sidérites leurs sont associées pour la formation : elles proviennent des autres parties d’une planète différenciée et brisée.

On distingue les :

• achondrites riches en calcium, qui contiennent plus de 5 % de calcium sous forme d’oxyde. Le minéral dominant est le plagioclase calcique. Elles comprennent trois clans :
  • les angrites ANG riches en pyroxène calcique ;
  • les eucrites EUC ;
  • les howardites HOW ;
• achondrites pauvres en calcium, contenant moins de 3 % de calcium  :
  • les diogénites DIO ;
  • les ureilites URE ;
  • les aubrites AUB.

Certaines achondrites montrent une provenance particulière, hors de la ceinture des astéroïdes et des comètes :

• les météorites lunaires ;
• les météorites martiennes (groupe SNC) ;
• les météorites de Vesta (groupe HED pour Howardites, Eucrites, Diogénites).

Les eucrites sont nommées à partir du grec eukritos, signifiant facile à distinguer. Ce sont des basaltes provenant de la croûte de leur corps-parent Vesta. Certaines sont des brèches, c’est-à-dire des fragments ressoudés. La fragmentation est due à de nombreux impacts relativement doux, alors que le collage s’est produit à la suite d’un impact plus violent qui a fondu partiellement ces roches.

Les diogénites tirent leur nom de Diogène (5^e siècle avant JC, celui du tonneau…), qui a été le premier, dans l’Antiquité, à comprendre que les météorites sont des pierres tombées du ciel. Dommage qu’on ait colporté le contraire pendant deux mille ans après lui ! Les diogénites sont, comme les eucrites, des roches magmatiques, mais le grain grossier (gros cristaux) qu’elles présentent montre un temps de refroidissement bien plus long. Elles se sont donc formées dans les chambres magmatiques, sous la croûte de Vesta. La plus représentative est la météorite de Tataouine.

Les howardites enfin, sont un peu le mélange des deux précédents groupes. Ce sont des brèches polymictes (plusieurs origines). Elles se sont formées à la suite d’un impact assez violent pour mélanger des fragments de la croûte à des morceaux provenant d’une chambre magmatique profonde. La chaleur dégagée par l’impact a ensuite produit de la lave qui a ressoudé ces morceaux. Ces météorites sont rares.

Ces achondrites ont été arrachées par un impact violent à la croûte d’une planète déjà différenciée. La faible vitesse de libération des planètes concernées, et la vitesse à laquelle un astéroïde a pu les heurter, permettent tout à fait d’expédier dans l’espace proche des cailloux arrachés à la croûte. Le scénario est le suivant : la petite planète s’est différenciée après sa formation, constituant un noyau, un manteau et une croûte. Puis un impact violent a arraché une partie de la croûte, qui a atteint la vitesse de libération de la petite planète, et s’est donc mis en orbite autour du Soleil. Par la suite, les perturbations planétaires ont modifié l’orbite de ces fragments, les amenant finalement à rencontrer la Terre.

Les météorites lunaires ont été trouvées dans l’Antarctique (faciles à voir sur la glace, et profitant des mouvements de cette glace pour se concentrer contre des collines). On en possède une trentaine. Pour celles-là, nous avons la possibilité de comparer avec les roches lunaires ramenées par les missions Apollo, et de vérifier une proximité minéralogique très serrée. Certaines sont constituées de brèches basaltiques. En particulier, la météorite Dhofar 461 est une brèche d’impact formée à la suite d’un impact violent sur la Lune, dont les débris se sont consolidés au fil du temps. Plus tard, un second impact l’a projetée dans l’espace, avant qu’elle finisse par tomber sur la Terre. Son origine se trouve très probablement dans les terres hautes de la Lune, qui sont très anciennes et ont donc subi de très nombreux impacts. D’autres météorites lunaires ont une composition basaltique, et proviennent des mers.

Les météorites martiennes proviennent essentiellement de trois chutes, Shergotty (Inde), Nakhla (Égypte), et Chassigny (France). Pour cette raison, on les désigne par le sigle SNC. Ce sont des pierres, mais par rapport aux météorites banales (!), elles sont plus jeunes, n’ayant que 1,3 milliards d’années (âge déterminé par l’analyse des cristaux). On a déterminé par ailleurs qu’elles ont subi un choc violent il y a 200 millions d’années.

Il n’est pas possible de déterminer d’où elles viennent par la ballistique. Aussi, c’est l’analyse de ce qu’elles contiennent qui permet de trancher. Dans leurs cristaux, on trouve de minuscules bulles de gaz, dont l’analyse montre une très grande ressemblance chimique et isotopique avec l’atmosphère de Mars, qui a été analysée par des sondes sur place. En particulier, le point essentiel concerne les gaz rares, qui sont dans les mêmes proportions sur Mars et dans les SNC.

Signalons la SNC nommée ALH84001, qui a défrayé la chronique il y a quelques années. Elle a été trouvée en Antarctique, où elle a séjourné pendant quelques milliers d’années. Des examens microscopiques ont montré à l’intérieur des structures allongées, qui ressemblent à des bactéries terrestres, mais de petite taille (dix fois plus petites). Ces structures pourraient être minérales, ou bien biologiques. Dans le second cas, les bactéries pourraient être terrestres, ayant contaminé la roche pendant son séjour depuis la chute. La preuve d’une vie martienne reste à faire…

Les diogénites enfin, sont supposées provenir de la petite planète Vesta. Pour s’en convaincre, on a étudié en détail le spectre de cette petite planète, et celui des météorites. La ressemblance frappante entre les deux ne laisse guère de doutes sur l’origine. Des études fines ont même déterminé un emplacement probable, à la surface de Vesta, pour l’origine de ces météorites.

Fragment de la météorite Tataouine (Tunisie) ; achondrite, variété diogénite, constituée principalement d’orthopyroxène. Elle provient probablement de l’astéroïde 4 Vesta. photo J. Gispert

Ces météorites sont évidemment très rares…

4 Caractérisation

4.1 Répartition et biais observationnel

On peut donner une répartition des météorites connues, mais elle ne reflète pas la réalité des objets dont l’orbite croise celle de la Terre. Si on considère les chutes (météorites que l’on a récoltées après les avoir vu tomber), alors les chondrites sont les plus abondantes.

Si on recherche les météorites en Antarctique, il est facile de les distinguer sur la glace, car toute pierre qu’on y trouve ne peut provenir que du ciel ! Là, les sidérites plus denses s’enfoncent plus facilement dans la glace que les météorites pierreuses…

Si on recherche ailleurs, il est évident qu’il sera très difficile de distinguer une chondrite ou une achondrite d’un vulgaire caillou bien terrestre… Aussi, les sidérites seront bien plus facilement reconnues, et donc leur abondance apparente sera fortement augmentée.

4.2 Âges et durée de formation

Les âges des météorites sont déterminés par des analyses isotopiques portant sur des éléments à très longue période, car elles sont toutes très anciennes, et contemporaines de la formation du système solaire. Ces longues périodes permettent d’atteindre les âges nécessaires, mais en contrepartie, ne donnent qu’une faible précision. On a montré ainsi que toutes les météorites se sont formées aux alentours de 4,3 à 4,7 milliards d’années.

La précision des éléments à longue période est insuffisante pour différencier les âges de deux météorites particulières. On se tourne alors vers des éléments à bien plus courte période. La période étant courte, les isotopes radioactifs qui étaient présents lors de la formation des météorites se sont totalement désintégrés. Un exemple important est le suivant :

L’isotope 129 de l’iode (élément 53), présent en faibles quantités lors de la formation du système solaire, se désintègre en xénon 129 (élément 54) par radioactivité β. La période est de 17 millions d’années. Par contre, l’isotope 127 est stable. On mesure la quantité de ¹²⁹Xe dans une météorite. On lui retranche la quantité de ¹²⁹Xe qui se trouvait dans l’échantillon lors de la formation du système solaire. L’excès observé indique combien d’iode radioactif (129) il y avait dans l’échantillon. Le rapport ¹²⁹Xe / ¹²⁷I ne varie que du simple au double dans toutes les météorites primitives analysées (les chondrites, non différenciées). Ceci implique qu’elles se sont toutes formées dans un intervalle de temps d’une seule période de l’iode, donc de l’ordre de 17 millions d’années.

Les météorites différenciées s’étant formées à partir des mêmes éléments, leur durée de formation doit être la même. Tous ces corps se sont donc formés en une vingtaine de millions d’années, ce qui est une durée astronomiquement courte.

D’autres méthodes voisines montrent de plus que la différenciation a été également très rapide.

4.3 Âge d’exposition

Une météorite s’est d’abord formée dans la ceinture des astéroïdes (pour la plupart). Ensuite, il a fallu qu’elle change d’orbite pour arriver chez nous. Pour cela, on doit considérer deux possibilités : soit le corps parent était petit, et un choc léger a suffit pour le briser (c’est le cas des chondrites), soit il était gros (objets différenciés) et un choc très violent a été nécessaire pour produire des éclats. Dans ce dernier cas, on doit retrouver des traces de choc. Ces traces sont effectivement trouvées dans certains cristaux faisant partie des météorites.

A partir du moment où l’objet a été brisé, les débris qui constitueront nos météorites se trouvent exposés à l’espace, et surtout aux rayons cosmiques qui le traversent. Lorsqu’une particule du rayonnement cosmique, de haute énergie, heurte un débris, elle y pénètre plus ou moins profondément selon la résistance du corps et l’énergie de la particule. Les cristaux qui composent la future météorite enregistrent ces chocs, sous la forme de traces que l’on peut déceler assez aisément. La densité de traces donne une mesure du temps que le débris a passé dans l’espace après le choc qui l’a produit, puisqu’avant il était protégé par les couches qui le recouvraient. Ainsi, on peut déterminer combien de temps une météorite a passé dans l’espace, avant d’atterrir chez nous. On nomme ce temps temps d’exposition, ou temps de vol.

Les particules énergétiques du rayonnement cosmique, en heurtant les atomes de la météorite, provoquent des réactions de spallation : des protons, des neutrons, sont arrachés, conduisant à la formation de nouveaux atomes. Plus longue est l’exposition, plus nombreux sont ces atomes, si l’on ignore que certains sont radioactifs…

4.4 Âge terrestre

Enfin, lorsqu’on observe une chute, on sait exactement la date d’arrivée sur Terre. Mais pour les trouvailles, il est plus difficile de savoir à quel moment elles sont arrivées. On peut pourtant y parvenir.

Certains atomes créés par les réactions de spallation sont radioactifs, avec des périodes diverses. Si on trouve une météorite tombée dont on n’a pas observé la chute, on peut analyser les éléments radioactifs qui s’y trouvent, et les doser. Les éléments formés par spallation, à longue période, n’ont pas eu beaucoup de temps pour se désintégrer. Ils restent donc dans les proportions pratiquement initiales. Par contre, les éléments à courte période se sont en grande partie désintégrés. Si on établi des rapports entre divers éléments en fonction de leurs périodes, on peut ainsi déterminer depuis combien de temps les réactions de spallation ont cessé, c’est-à-dire depuis combien de temps la météorite est protégée du rayonnement cosmique par l’atmosphère terrestre.

Ainsi, une météorite passe successivement par trois états :

• lorsqu’elle est à l’intérieur de son corps parent, elle est protégée des rayons cosmiques par la croûte de l’objet ;
• après fragmentation, elle est exposée au rayonnement cosmique spatial ;
• lorsqu’elle arrive sur Terre, elle se trouve protégée par l’atmosphère.

4.5 Quantité

La Terre reçoit chaque année de 10.000 à 100.000 tonnes de matériel météoritique, principalement sous forme de micrométéorites de 100 micromètres de diamètre. Mais les gros objets, heureusement rares, amènent une masse individuelle très importante, et donc la masse moyennée sur une grande durée est bien plus élevée.

4.6 Origine

Les météorites sont des débris de la formation du système solaire, primordiaux ou évolués. Les objets plus primitifs que les planètes sont les comètes et les astéroïdes. Les chondrites pourraient êtres des fragments de comètes, ayant perdu leurs éléments volatils. Mais les autres ont subi une fusion qui exclu les comètes. De ce fait, les météorites nous renseignent sur les astéroïdes.

4.7 Cratères observables à la surface de la Terre

La Terre, peu après sa formation, a subi le bombardement météoritique comme les autres corps du système solaire. Mais son atmosphère, qui produit l’érosion, et la tectonique des plaques, qui renouvelle l’écorce terrestre à une échelle de temps de l’ordre de la centaine de millions d’années, ont effacé les traces de ce bombardement. On trouve toutefois quelques cratères d’impact, mais qui sont forcément assez récents. Même parmi les cratères récents, ceux de moins de 100 m de diamètre sont totalement effacés en un million d’années par l’érosion. Les traces de ces cratères visibles sur la Terre sont nommées astroblèmes, du grec aster, astre et blema, blessure.

Voici une liste de quelques cratères météoritiques visibles aujourd’hui sur la Terre :

Le premier de la liste, celui de Chicxulub, est accusé aujourd’hui de la disparition des dinosaures (mais celle-ci nous a bien profité…).

Les cratères de Rochechouart, Manicouagan et lac Saint Martin ont le même âge, aux incertitudes de déternmination près. Sur une carte, ou peut constater qu’ils se trouvent sur un même grand cercle de la Terre. L’hypothèse la plus vraissemblable est qu’ils ont été creusés en même temps, par des fragments d’un objet percutant la Terre. D’autres cratères plus petits pourraient appartenir à la même chute. Si c’est exact, leur ensemble forme une catena, chaîne de cratères comme on en observe sur la Lune ou sur Mars.

4.8 Vitesse des météorites

Un corps qui tourne autour du soleil ne peut pas se déplacer, au voisinage de la Terre, à plus de 42 km/s, sans quoi la gravité du Soleil ne pourrait plus le retenir, et il le quitterait définitivement (c’est la vitesse de libération du Soleil à la distance de la Terre). Par conséquent, ces objets viennent frapper la Terre avec une vitesse propre inférieure à 42 km/s. Mais la Terre elle-même se déplace sur son orbite à 30 km/s. Si la particule lui vient en face, elles se heurteront donc avec une vitesse de 42 + 30 = 72 km/s ; si au contraire elle vont dans le même sens que la Terre, la vitesse relative maximum n’est que de 42 - 30 = 12 km/s, ce qui n’est déjà pas si mal !

La vitesse caractéristique d’une météorite est de l’ordre de 15 km/s si elle provient de la ceinture des astéroïdes, et de l’ordre de 30 km/s si elle provient d’une comète. Cette vitesse plus élevée est dues à l’excentricité plus forte de l’ellipse.

A ces vitesses-là, lorsque la particule frappe les hautes couches de l’atmosphère, elle est instantanément freinée, et son énergie cinétique est transformée en chaleur. Les atomes de la haute atmosphère sont ionisés sur la trajectoire (ils perdent un électron) ; les ions formés vont très rapidement rencontrer un électron libre et le capturer. Cette capture s’accompagne de l’émission d’un photon (voir le paragraphe sur la spectroscopie). Ce qu’on voit briller, ce n’est donc pas la poussière, bien trop petite pour être visible à des distances de quelques dizaines de kilomètres, mais l’air qu’elle a ionisé sur son passage. La lumière émise par les étoiles filantes est ainsi expliquée.

5 Les astroblèmes

On appelle astroblème les traces laissées au sol par des impacts. Le nom vien du latin aster astre, et blema blessure. Ce sont les cratères d’impact que l’on voit en abondance sur la lune ou Mercure, et quelques rares exemplaires sur la Terre.

5.1 Comment se forme un cratère ?

Contrairement à ce que l’on pourrait penser, ce n’est pas l’objet impacteur lui-même qui creuse le cratère, mais un phénomène complexe de rebond.

Lorsque un objet massif arrive au sol à très grande vitesse (de plus de 10 km/s), son énergie cinétique est énorme (E = 1/2 m v², où m est la masse et v la vitesse).

Cette énergie est dissipée instantanément dans le sol, qui est chauffé à très haute température et fond. De plus, une onde de compression se propage en profondeur à partir du point d’impact :

Les qualités élastiques du sol amortissent cette onde progressivement. Au bout de quelques secondes, les terrains extrêmement comprimés, n’ayant plus rien pour les retenir, vont se détendre très violemment, en expulsant les matériaux superficiels :

C’est cette décompression qui creuse le cratère, et non le choc initial. Une grande partie des matériaux est projetée au loin :

Le cratère est produit par la décompression.

C’est pour cette raison que le cratère est bien plus grand que l’objet qui l’a produit.

Une règle simple, approximative bien entendu, nous donne le diamètre du cratère en fonction de celui de la météorite :

Pour les très grand cratères, il y a un rebond au centre, qui construit un piton central (comme la goutte d’eau qui tombe dans un bol, vue au ralenti).

5.2 Types de cratères

Les météorites qui arrivent sur terre, à cause de leur grande vitesse, s’enfoncent dans le sol et produisent un cratère dont l’importance dépend de la masse et de la vitesse de l’impacteur. Les météorites de diamètre compris entre 10 m et 200 m produisent un cratère simple, sans structure centrale. Les plus grosses construisent un cratère plus compliqué.

La taille du cratère est bien sûr d’autant plus grande que l’objet qui le creuse est plus gros, plus massif. Lorsque le diamètre du cratère est supérieur à 2.000 mètres, l’énergie est telle que la météorite est complètement vaporisée. Il n’en reste aucune trace, si ce n’est des métaux (Ir, Fe…) mélangés à la brèche.

Le Meteor Crater se trouve en Arizona, aux Etats Unis, dans une plaine triassique de 200 MA. Le plus gros bloc trouvé au fond est la Holsinger-meteorite. Il pèse 700 kg, et sa composition est de 92 % Fe, 7 % Ni, Co, Pt, Ir… L’objet qui a creusé ce cratère a été évalué à 1 million de tonnes. Dans les débris, on a mis en évidence deux nouveaux minéraux : des quartz nommés Coésite et Stishovite formés à la pression de 20.000 atmosphères (quartz choqués). Les droits d’exploitation minière ont été achetés par Baringer, qui était persuadé que le cratère cachait une énorme météorite de fer, exploitable. Après avoir fait des forages profonds, il n’a rien trouvé de commercialisable, mais il a pu démontrer pour la première fois qu’un tel cratère avait été creusé par un objet extraterrestre.

Le cratère de Rochechouart en France a été creusé par un objet de 6 milliards de tonnes.

Un événement extraordinaire s’est produit en Sibérie le 30 juin 1908 à 7 h 17 près de la rivière Toungouska (à 800 km au nord du lac Baïkal). Une explosion très puissante a été entendue à 1.000 km ! Un objet est tombé dans cette région, en se signalant par un phénomène lumineux, aussi brillant que le Soleil.

Les conséquences de cette explosion ont été très importantes :

• les nuits qui ont suivi ont été claires et lumineuses ;
• les arbres ont été couchés et brûlés dans un rayon de 30 km, la cime à l’opposé du point de chute.

Malheureusement, du fait des conditions politiques, et de la difficulté d’accès dans cette partie de la Sibérie, il n’a pas été possible d’organiser une expédition rapidement pour voir sur place les résultats de la chute. La première expédition scientifique n’a pu se rendre sur le site qu’en 1921, treize ans plus tard, et bien sûr l’érosion avait déjà fait son œuvre. On n’a rien retrouvé de la météorite qui a produit l’explosion. Elle s’est donc totalement détruite dans l’atmosphère lors de la chute. L’explosion qui a été entendue a dû se produire entre 5 et 10 km d’altitude.

La vitesse d’impact de l’objet a été évaluée à 30 km/s. Cette vitesse est sans doute trop élevée pour que l’objet soit un des cailloux qui orbitent entre Mars et Jupiter. Son orbite probable fait donc penser à un objet circulant sur une orbite beaucoup plus excentrique, et sans doute inclinée sur l’écliptique. Ce sont les caractéristiques des orbites cométaires.

On a donc pensé que la Terre avait été percutée par un noyau cométaire, constitué de glace d’eau et de glace carbonique. Un tel objet, volatil, pouvait parfaitement se désintégrer totalement dans l’atmosphère bien avant de toucher le sol, et donc sans creuser de cratère.

Toutefois, certains astronomes pensent qu’une comète est tellement volatile, qu’elle se serait détruite à plus haute altitude, vers 30 km. Si c’était le cas, il s’agirait alors d’une chondrite carbonée de faible cohésion, et de faible densité, d’une soixantaine de mètres de diamètre. La région, couverte de pergélisol, est très peu propice à la récupération de matériel.

6 Ce qu’elles nous apprennent

6.1 Abondance des éléments

Le cratère de Sudbury au Canada constitue aujourd’hui un gisement de nickel constituant les 2/3 des ressources mondiales ! Il contient aussi du platine, du cobalt et de l’or… Le cratère Vredefort contient du chrome en abondance, et constitue la plus grande réserve de platine au monde ! Le cratère Popigaï en Yakoutie contient pour sa part des métaux stratégiques, donc sa composition reste inconnue… Le cratère de Ries contient de la coésite.

6.2 Les tectites

Les tectites (du grec têktos, fondu) sont de petits globules de verre naturel, souvent en forme de coupe ou de goutte, de quelques millimètres à quelques centimètres. Elles contiennent de 70 à 80 % de silice, 3 à 16 % d’alumine.

On les a longtemps considérées comme des météorites, et on s’est interrogé sur leur origine. Ce problème a été résolu récemment, en partie grâce à leur répartition géographique : elles se répartissent à la surface de la Terre dans des zones de forme elliptique. Ces zones sont associées à des cratères d’impact, et leur âge est le même que celui du cratère.

Ce ne sont donc pas des météorites, mais des matériaux terrestres fondus. Lors de l’impact d’une météorite assez importante, la chaleur produite par le choc a fondu le sol terrestre, qui s’est vitrifié et a été projeté sous forme de gouttes. Ces gouttes sont retombées plus loin sur une surface elliptique à l’opposé de la direction d’arrivée de la météorite. Certaines sont projetées tellement fort, qu’elle sortent de l’atmosphère, pour aller retomber des milliers de kilomètres plus loin. En retombant dans l’atmosphère, ces tectites fondent à nouveau, et garderont les traces de cette double fusion.

On connaît 4 champs de tectites dans le monde :

Tectite de Thailande photo J. Gispert

6.3 Les impactites

Longtemps confondues avec les météorites, les impactites sont constituées de matériaux terrestres, mais arrachés à la croûte par un impact, et projetés à distance parfois importante. Elles sont associées à des cratères d’impact.

6.4 Verre lybique

Le verre lybique a été décrit pour la première fois en 1933, mais il était connu bien avant. Il s’agit d’un verre naturel de couleur jaune à vert clair, en général transparent et de bel aspect. On le trouve dans la Grande Mer de Sable, en bordure d’un plateau gréseux. On trouve des fragments de diverses tailles : les plus petits sont centimétriques, et sont posés sur le sol entre les dunes. Les plus gros fragments sont en partie ou totalement enterrés. Le plus gros trouvé pesait 26 kg, mais il s’est cassé en deux parties.

Verre lybique photo J. Gispert

Les parties exposées à l’air sont brillantes et polies par le sable transporté par le vent. Les formes arrondies indiquent un transport par l’eau. Les parties enterrées sont plus anguleuses, ayant été bien plus protégées.

L’âge de ces verres est assez difficile à déterminer, et deux mesures différentes ont donné des résultats contradictoires. Il semble qu’ils soient âgés de 29 millions d’années.

Il est tout aussi difficile de déterminer la quantité de verre existant. Certains sondages ont montré sa présence jusqu’à deux mètres de profondeur. La densité de verre en surface, l’extension du gisement, l’estimation des quantités enfouies, la proportion de matériaux détruits par l’érosion, tous ces paramètres assez flous permettent d’arriver à une estimation de 10⁷ tonnes.

L’analyse minéralogique des verres montre par ailleurs qu’ils ont été portés à très haute température : plus de mille degrés en tous cas. Il faut donc expliquer la formation d’une masse de cent mille tonnes de verre fondu…

6.5 Comment reconnaître une météorite ?

Tout d’abord, comment reconnaître un cratère produit par une météorite ? Les trous plus ou moins ronds à la surface de la Terre peuvent être des cratères volcaniques, des effondrements du sous-sol miné par les eaux (surtout dans les zones sédimentaires), des plissements naturels, des trous de bombes !

Mais les cratères météoritiques mettent en jeu des énergies énormes qui modifient les roches et sont la signature du choc. Les cristaux de quartz, qui sont présents dans tous les granites, voient leur structure cristalline modifiée par un choc très violent. Ils montrent alors des images microscopiques caractéristiques, qui indiquent avec certitude que le cristal a subi un choc violent. On les appelle quartz choqués. Aucun choc naturel à la surface de la Terre ne peut justifier de pressions suffisantes pour provoquer ces images ; donc un quartz choqué a forcément subi le choc d’une météorite (la seule exception, d’origine artificielle, est produite par des explosions nucléaires).

Dans certains cas, il se forme des structures macroscopiques nommées cônes de dépression (shatter cones) ; ce sont des roches de forme conique particulière, provenant d’une brisure, d’angle au sommet de 75° à 90°, qui se forment sur des roches à grain fin telles les calcaires et les quartzites, à des pressions de 50.000 à 100.000 atmosphères.

En l’absence de quartz choqués, il y a un autre moyen de déterminer qu’une roche est une météorite : c’est que la composition des roches terrestres n’est pas quelconque. La Terre s’est formée à partir de matériaux de la nébuleuse primitive (qui a donné également le Soleil), qui contenait les divers éléments chimiques dans certaines proportions. Après sa formation, la différenciation a opéré un tri de ces matériaux, les plus lourds tombant au centre de la Terre où ils ont constitué un noyau de fer et de nickel, et les plus légers remontant à la surface pour former une croûte de silice et d’aluminium (essentiellement). La géologie nous indique quelles sont les proportions des différents éléments chimiques que l’on trouve dans l’écorce terrestre. Si une roche présente des proportions très différentes, elle ne peut pas être originaire de la Terre. Ainsi, dans les météorites, le nickel, le platine et l’iridium se trouvent dans des proportions 20 à 100 fois supérieures à celles des roches terrestres. Cette composition est donc une signature attestant de leur origine extraterrestre.

Une fausse météorite ! Il s’agit sans doute d’un résidu de haut fourneau, mais l’aspect extérieur (à gauche) est assez trompeur. Toutefois, la densité de l’objet est plus faible que celle d’une sidérite à laquelle elle ferait penser. Le sciage (à droite) montre que l’objet, bien que constitué de fer, n’est pas compact, mais présente dans toute sa masse des vides que ne montre pas une sidérite (elle a été formée à haute pression). Photo J. Gispert

Enfin, pour les météorites métalliques, il existe une façon spectaculaire de les déterminer. Elles proviennent du manteau d’une petite planète (plus de 100 km de diamètre), qui a plus tard été détruite par un choc. Elles sont constituées essentiellement de fer, avec une proportion assez forte de nickel (de 5 à 15 %, quelquefois plus). Le fer et le nickel donnent des minéraux différents selon leurs proportions, en particulier la kamacite (de 4 à 7,5 % de Ni) et la taénite (de 7,5 à 15 % de Ni). Leurs cristaux sont différents, et leurs proptiétés physiques aussi. Les météorites métalliques sont en général constituées d’un mélange des deux.

Lorsqu’on coupe une météorite métallique, qu’on polit la surface, puis qu’on l’attaque avec de l’acide nitrique, la kamacite est plus facilement attaquée, et en étant détruite par l’acide laisse voir la forme des critaux de taénite, plus résistants. On appelle l’image obtenue figure de Widmanstäten. Aucun échantillon métallique terrestre (provenant de la croûte) ne présente ces figures ; donc elles permettent, lorsqu’elles sont présentes, de déterminer la nature extraterrestre de l’échantillon.

6.6 Quelles météorites arrivent au sol ?

Les météorites de petite taille sont freinées par l’atmosphère, et arrivent au sol intactes ou fragmentées. Les météorites plus grandes, de diamètre supérieur à 10 m, sont peu ralenties, et leur vitesse est de plusieurs dizaines de km par seconde. Trop petites, elles brûlent dans l’atmosphère ; trop grosses, elles se volatilisent complètement. Seules les météorites intermédiaires arrivent au sol.

100.000 tonnes de météorites arrivent chaque année sur la Terre. 90 % sont des poussières de moins d’un gramme ; 70 % sont de moins de 10 grammes ; 500 d’entre elles font plus de 200 grammes. Sur ces dernières, on en retrouve une vingtaine par an, soit 8 %.

La surface des océans étant très supérieure à celle des continents, une part importante des météorites tombe à la mer. Dans les continents, certaines zones sont très peuplées, mais il y a aussi des déserts. Dans les zones équatoriales et tropicales, la végétation et l’humidité ont vite fait disparaître la météorite. Mais dans les déserts comme le Sahara ou bien l’Antarctique, les météorites, non seulement se conservent bien, mais encore sont facilement visibles sur un sol dénudé. C’est ainsi que l’on recherche volontier les échantillons dans ces zones. Mieux encore : dans les zones glaciales, la neige qui tombe retient les météorites, se transforme en glace, et coule vers les points bas. Là, la glace fond, et libère les cailloux qu’elle contenait. Des chercheurs se sont rendus dans ces zones et ont récupéré ainsi une belle moisson de météorites au fond des lacs glacières.

6.7 Provenance

Les météorites, avant de tomber sur la Terre, tournent autour du Soleil. Ce sont sont des cailloux, de tailles diverses et variées, qui circulent comme les planètes dans notre système solaire. Comme les planètes, elles ont été formées il y a plus de 4 milliards d’années à partir des mêmes matériaux. Leur mécanisme de formation est le même, et on peut dire qu’une planète est une très grosse météorite.

Lors de la formation du système solaire, de petits matériaux se sont agglomérés pour former des cailloux, puis de gros blocs, et quelquefois donner une planète. Autour du Soleil circulaient donc des milliards d’objets de toutes tailles. Par le jeu des perturbations, les gros (les planètes) ont modifié les orbites des petits, les ont attirés. Les petits, très nombreux alors, sont massivement tombés sur les planètes. On appelle cela le bombardement météoritique. Il a été très très intense au tout début du système solaire. Mais à force de tomber sur les planètes, les cailloux ont fini par disparaître, ou presque. Et donc, les chutes de météorites ont très vite diminué.

Actuellement, les chutes de météorites sont rares, puisqu’il ne reste plus guère de matériaux dans l’espace. Cependant, la Terre reçoit toujours quelques tonnes de météorites, presque toutes des poussières, chaque jour. Le gros objets se font très rares, ce qui est plutôt rassurant pour la vie de tous les jours (c’est pas demain la veille que nous recevrons le ciel sur la tête).

probabilités de chute en fonction de la taille.

6.8 Quelques chutes importantes

Sikhote-Alin - (Sibérie) le 12/02/47. Traînée lumineuse qui a parut plus brillante que le soleil. Explosion à 10 km, pluie de fer sur presque 10 km². 20 tonnes récupérées, le plus gros bloc de 1,7 tonne, cratère de 26 m.

Rochechouart - Difficile de ne pas voir un signe dans le nom de cette localité !

Toungouska - Cette chute est importante parce qu’elle a permis d’analyser les dégats produits par un impact récent. Mais comme nous l’avons vu plus haut, elle n’a laissé aucune trace.

Allende - C’est une chondrite carbonée, la plus grosse connue.

6.9 Que nous apportent les météorites ?

L’analyse des météorites dans toute leur diversité nous donne des indications extrêmement précieuses sur la composition, l’âge, la durée de formation, les conditions de température etc. des matériaux qui ont constitué les planètes. Elles montrent en particulier que ces matériaux proviennent pour partie de nuages moléculaires proches, mais différents de celui qui a directement donné naissance au Soleil et ses planètes.

Les météorites nous indiquent que :

• la formation du système solaire s’est faite en une vingtaine de millions d’années ;
• l’âge du système solaire est de 4,563 milliards d’années (à 4 millions d’années près) ;
• les météorites différenciées sont légèrement plus jeunes ;
• presque toutes les météorites sont plus vieilles que les roches lunaires (3 à 4,45 milliards d’années) ;
• les grains contenus dans les chondrites proviennent de nuages moléculaires (rapport D/H et ¹⁵N/¹⁴N)  ;
• certains de leurs éléments chimiques ont été formés par le processus r de nucléosynthèse, produit par une supernova ;

Elles nous apportent des renseignements précieux sur l’intérieur d’une planète, inaccessible autrement !

Localisation des météorites
Imilac se trouve au Chili, non loin d’Antofagasta, en direction de la frontière Argentine.	Le désert lybique se trouve à la frontière entre l’Egypte et la Lybie, à une latitude intermédiaire entre Karnak et Assouan. Gibéon est en Namibie, anciennement Afrique du Sud-Ouest.

6.10 Hoba

La météorite de Hoba est tombé en Namibie, près de la ville de ce nom. C’est la plus grosse météorite connue sur Terre. Elle a été évaluée à près de 70 tonnes à son arrivée sur Terre. Mais depuis, l’érosion l’a attaquée, elle a été victime des scientifiques, qui en ont prélevé des morceaux pour étude (pour la bonne cause) ; mais elle a subi aussi les assauts des vandales, qui en ont prélevé des fragments. Aujourd’hui, elle ne doit plus faire que 60 tonnes…

Météorite Hoba, Namibie, Photo Patrick GIRAUD

Elle reste cependant la plus grosse météorite jamais trouvée sur Terre.

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