MÉTÉORITES

Composition chimique

La composition chimique des chondrites a une grande importance, car on considère que les abondances des éléments (sauf les plus volatils) sont les mêmes que celles de la matière solaire, connues par spectrographie. Mais la précision des données spectrographiques sur le Soleil n'est pas suffisante pour permettre de déterminer quelle est la catégorie de chondrites la plus représentative.

Il était difficile de réaliser de bonnes analyses chimiques de météorites, et on a longtemps cru que la différence essentielle entre les chondrites était seulement due à l'état d'oxydation du fer, et que, par conséquent, elles pouvaient toutes provenir d'un matériau initial commun ayant atteint des degrés différents de réduction. Cependant, les analyses plus précises dont on dispose maintenant permettent de déceler d'autres variations entre les différentes classes.

Le milieu de cristallisation de toutes les météorites est très réducteur, de sorte que le fer se trouve partiellement à l'état métallique. Dans toutes les chondrites :

En plus des variations de leur degré d'oxydation, les différentes classes se distinguent par leurs teneurs en magnésium, aluminium et calcium, mesurées par rapport au silicium. Parmi les éléments en traces, les plus volatils sont plus abondants dans les météorites carbonées.

Composition minéralogique

On connaît une soixantaine d'espèces minérales cristallisant dans les météorites, dont beaucoup sont des curiosités minéralogiques inconnues dans les roches terrestres, beaucoup plus oxydées. Mis à part les météorites carbonées, toutes ces espèces sont anhydres.

Classification

– Les chondrites à enstatite se sont formées dans un milieu si réducteur que presque tout le fer se trouve à l'état métallique ou sulfuré. Le pyroxène (enstatite) en contient à peine ; l'olivine est rare ; la kamacite contient du silicium. Des minéraux très particuliers (sulfures, nitrures, phosphures, etc.) apparaissent.

– Les chondrites ordinaires, comme leur nom l'indique, sont les plus abondantes. Elles comprennent les chondrites à bronzite et à hypersthène, appelées maintenant chondrites H et L. H signifie forte teneur en fer total (high) et L, faible teneur (low). On a subdivisé la classe L et on en a séparé les LL (faible teneur à la fois en fer total et en fer métallique). Sur un diagramme qui porte en abscisse les teneurs en fer oxydé, en ordonnée les teneurs en fer des phases métalliques et sulfurée, les différentes classes de chondrites se répartissent en groupes nets.

L'olivine et le pyroxène de la plupart de ces chondrites (où la texture chondritique est partiellement effacée) ont une composition constante pour chaque pierre. Mais il existe quelques pierres riches en chondres où l'olivine et le pyroxène ont une composition variable de grain à grain ou dans un même cristal, qui est alors zoné. On dit que ces pierres « ne sont pas équilibrées », et certains pensent que ce sont des types non métamorphiques, les types les plus homogènes étant, eux, très métamorphiques.

– Les chondrites carbonées, pourtant assez rares, servent de référence pour les abondances cosmiques de nombreux éléments. Malgré leur complexité et bien qu'elles aient une déficience surtout en hydrogène et en hélium, leurs abondances élémentaires sont très voisines des abondances solaires. Dans ces météorites ont été décelées les premières anomalies isotopiques (cf. Composition isotopique des météorites).

Les chondrites carbonées du groupe C I ne comportent que cinq spécimens, dont deux sont tombés en France ( Orgueil et Alais). Ces chondrites très particulières contiennent 20,1 p. 100 d'eau et 3,5 p. 100 de carbone ; une partie du soufre serait libre ; elles sont constituées essentiellement de silicates hydratés phylliteux, de magnétite et de troïlite ; on y rencontre aussi des sulfates hydratés (de magnésium et de calcium), des carbonates (de calcium, de magnésium et de fer), enfin des corps organiques : acides gras, porphyrines, hydrocarbures. Ceux-ci ont été étudiés avec beaucoup de soin, certains ayant cru trouver des micro-organismes dans la météorite d'Orgueil. Mais tous les corps organiques identifiés peuvent avoir une origine abiotique ou proviennent de contamination terrestre. On ne voit pas de chondres dans ces météorites, et leur classification parmi les chondrites vient essentiellement du fait que dans le groupe C II ces mêmes minéraux hydratés, formés à basse température, sont associés à des chondres.

Les chondrites carbonées du groupe C II sont plus nombreuses. Elles contiennent 13,3 p. 100 d'eau et 2,5 p. 100 de carbone en moyenne. Les chondres et débris cristallins d'olivine et de pyroxène (à composition variable), formés à haute température, sont inclus dans une matrice de même nature que le matériau des chondrites du groupe C I.

Le groupe C III comprend une douzaine de chondrites qui contiennent moins de 1 p. 100 d'eau et environ 0,5 p. 100 de carbone ; ce dernier pourcentage ne justifie pas le terme de chondrite carbonée, car certaines chondrites ordinaires, non équilibrées, en contiennent autant. Cependant, elles ressemblent aux échantillons du groupe C II par la juxtaposition de phases de haute température bien cristallisées et par leur matrice microcristalline formée surtout ici d'olivine ferreuse. Les phases de haute température comprennent des matériaux encore plus réfractaires que les chondres à olivine et pyroxène, et forment des agrégats blancs, parfois centimétriques, parmi lesquels on rencontre entre autres : spinelle Mg A1₂O₄, hibonite Ca (Al, Ti)₁₂O₁₉, mélilite  Ca₂(Al₂-Mg Si)SiO₇,  anorthite Ca Al₂Si₂O₈, un pyroxène très alumineux et titanifère particulier, de la perovskite Ca TiO₃, et des grains micrométriques des métaux du groupe des platinoïdes.

Les achondrites

Moins de 10 p. 100 des pierres sont des achondrites. Très pauvres en métal, ce sont probablement des produits de fusion avec différenciation magmatique dans la plupart des cas.

Leur mode de cristallisation est donc totalement différent de celui des chondrites. Elles se distinguent chimiquement surtout par leur teneur en calcium. Parmi celles qui en contiennent peu, on distingue les aubrites, (formées essentiellement d'enstatite, originaires comme les chondrites à enstatite d'un milieu très réducteur), les diogénites (très riches en bronzite, ainsi nommées en l'honneur d'un philosophe grec croyant à l'origine extraterrestre des météorites) et les ureilites. Ces dernières pierres, à olivine et pigeonite, contiennent environ 2 p. 100 de carbone qui se présente souvent sous la forme de graphite et de diamant ; elles auraient subi un choc intense provoquant la transformation d'une partie du graphite en diamant. Quant aux achondrites calciques, elles sont représentées par les eucrites et les howardites. Les eucrites sont des basaltes à pyroxène et feldspath calcique, très voisins de certains basaltes lunaires. Les howardites sont des brèches hétérogènes composées principalement de débris d'eucrites et de diogénites en proportions variables avec une faible composante de roches à olivine (dunites, pyroxénites à olivine) et peuvent être comparées aux brèches régolithiques lunaires, mais sans anorthosite et avec beaucoup moins ou pas du tout de matériel choqué et de verre. Les cinq fragments de brèche lunaire trouvés parmi les météorites de l'Antarctique ont pu être distingués des howardites par leurs caractéristiques minéralogiques propres ; ce diagnostic a été confirmé par d'autres critères.

Quelques météorites atypiques se rencontrent parmi les achondrites, comme les shergottites (quatre échantillons de basaltes très choqués, à pyroxène et feldspath sodi-calcique), les nakhlites (à diopside et olivine) et la dunite de Chassigny (principalement à olivine). Ces météorites ont une signature isotopique pour l'oxygène différente de celle des autres achondrites. Ayant cristallisé « récemment » (≤ 1,3 milliard d'années) et présentant parmi leurs éléments-traces des terres rares fractionnées, elles semblent s'être formées à partir d'un corps parental important et actif, que d'aucuns supposent être la planète Mars, en s'appuyant sur des analogies de composition de gaz rares et de rapports isotopiques de l'azote ; mais, contrairement aux échantillons d'origine lunaire, aucune certitude ne peut encore exister sans échantillons de comparaison.