missions spatiales stardust et genesis : une comète et...

Missions spatiales Stardust et Genesis :

une comète et un rayon de Soleil à

Nancy

Bernard Marty

Institut Universitaire de France

Ecole Nationale Supérieure de Géologie

Centre de Recherches Pétrographiques et GéochimiquesUPR 2300 CNRS

Les grandes questions sur la formation du système solaire et sur l’évolution des planètes

Origine de la matière

Processus de formation

Chronologie

Pourquoi ramener des échantillons de l’espace ?

Origines des planètes et de la vie

les géologues travaillent sur des échantillons

Les météorites primitives: des témoins du début du système solaire

Disques autours d’étoiles jeunes dans la nébuleuse

d’Orion (image HST, doc ISSI)

Origines des planètes et de la vie

Les météorites primitives: des témoins du début du système solaire

TIMS Triton, IPGP

Disques autours d’étoiles jeunes dans la nébuleuse

d’Orion (image HST, doc ISSI)

Sonde ionique ims1270 Nancy

IosNASA

GenesisApollo Luna

Stardust

Quantité d’échantillons ET ramenées par les missions spatiales

1.E-10

1.E-08

1.E-06

1.E-04

1.E-02

1.E+00

1.E+02

1.E+04

1.E+06

1970 1980 1990 2000 2010

Year of recovery

reco

vere

d m

ass,

gra

m

APOLLO : 380 Kg

LUNA : 300 g

GENESIS : 10-8 g

STARDUST : 10-6 g

Quantité d’azote nécessaire pour effectuer une analyse isotopique au niveau du pour mille

1.E-12

1.E-11

1.E-10

1.E-09

1.E-08

1.E-07

1.E-06

1.E-05

1960 1970 1980 1990 2000 2010

Year

Ana

lyse

d N

itrog

en, g

dynamic mass spectrometry

static mass spectrometry

Laser extraction,static mass

spectrometry

Orion

Composition de la nébuleuse primitive ?

Questions

Matière cométaire solaire ou interstellaire ?

Avons nous déjà des échantillons de comètesurTerre (ex : Interplanetary Dust particles -

IDPs) ?

Relation entre comètes et atmosphères ?

Composition du système solaire lointain : Stardust

NASA Program DiscoveryPI : Don Brownlee

50 000 AU

5 km

Comète « fraîche » dans son orbite actuelle depuis seulement 30 ans

Proche de la Terre

8 mm

Grain terminal :1-20 μm

Les grains de la coma ont été piégés dans de l’aérogel à une vitesse de 6.1 km/s

Stardust : Echantillonnage et retour sur Terre le 15 Janvier 2006

Brownlee et al., 2006; McKeegan et al., 2006

Mélange de phases haute températureet de glaces

Shu et al., 1996

La composition des grains de Stardust ressemble fortement àcelle typique des météorites primitives – présence de phases réfractaires dont CAI, compositions isotopiques dans la mêmegamme : conforte les modèles de mélange de la matière à très

grande échelle dans le système solaire naissant

8 mm

Grain terminal1-20 μm

Stardust : Analyse des gaz rares au CRPG

100 μm100 μmThera 1 Thera 2

Gaz relâchés à haute température (> 1075 °C)

Ne peuvent provenir de l’aérogel (diffusion)

Gaz piégés dans le grain terminal qui est principalement formé de kamacite (analyse par rayonnement synchrotron)

Fragment similaire re-analysé à Minneapolis (équipe de Bob Pepin) : très bon accord avec

Nancy (ouf…)

21Ne/22Ne20

Ne/

22N

e

9

10

11

12

0.024 0.027 0.030 0.033

Solar Wind Ne

Air Ne

Ne-Q

S1Thera-2

a

1

2

3

4

5

3 He/

4 He

[uni

ts o

f 10-4

]S1

S2

He-Q

Solar Wind He

Jupiter

D-burning

b

Composition isotopique de Ne ~ phase Q qui est une phase organique porteuse majoritaire des gaz rares dans les météorites

Très différent du Ne solaire (gaz de la nébuleuse)

Composition isotopique de He : entre Jupiter (pre-deuterium burning) et vent solaire (post-deuteriumburning)

Gaz rares implantés à partir d’une irradiation (hypothèse communément admise dans le cas de la phase Q)

Marty et al., Science, 2008

Late Heavy bombardment(Tera, Papanastassiou & Wasserburg, 1974)

Fréquence d’impact ~1000 fois plus élevée entre 3.85 and 3.80 Ga

Transposé à la Terre, cela donne un dépôt moyen de ~200 m d’épaisseur sur toute la

surface du globe

Morbidelli, Gomes et al., 2005

21Ne/22Ne

20N

e/22

Ne

9

10

11

12

0.024 0.027 0.030 0.033

Solar Wind Ne

Air Ne

Ne-Q

S1Thera-2

a

Stardust

Lunar regolith grains

IDPs

Ne-Q

Adsorbed nebular Ne

Dissolved nebular Ne

20Ne concentration [cm3 STP/g]

10-12 10-10 10-8 10-6 10-4 10-2 100 102

Contribution probable du Terrestrial late Heavy Bombardment –TLHB- à l’atmosphère terrestre

Néon atmosphérique : 3.2 1015 molesTLHB 1.2 x 1023 g, 50 % comètes (modèle de Nice) : 5 1016 molesTLHB 1.2 x 1023 g, 5 % comètes : 5 1015 moles

Marty et al., 2008

Soleil

Vent solaire

Quelle était la composition de la nébuleusesolaire ?

Priorités de la mission :1- oxygène isotopique2- azote isotopique3 – Gaz rares

Variations isotopiques de l’azote dans le système solaireSituation en 2006

TiN ds CAI : Meibom et al., 2006

CN et HCN dans les comètes

(Bockelée Morvan et al., 2006)

Hashizume et al., 2000

ISO : Fouchet et al., 2000

In situ : Owen et al. 2001

• Genesis a échantillonné pendant 3 ans 1020

ions du vent solaire (=0.4 milligrammes) à 1.5 millions de km de la Terre

• Premiers échantillons ET ramenés depuis 3 décades

PI : Don Burnett, Caltech

Genesis Science Team

NASA discovery program260 millions USD

aluminium

Gold oversapphire

Silicium

CVD diamond

Genesis : déroulement de la mission

Panneaux solaires

Capsule porte-ciblesBerceau et instruments de navigation/détection SW

8 septembre 2004

1.E+00

1.E+01

1.E+02

1.E+03

1.E+04

1.E+05

1.E+06

1.E+07

1.E+08

1 2 3

air

Solar

Matière organique et inorganique14N/20Ne

≈1000 nm

Collector ionscontaminationImplanted SW

≈100

nm

≈1000 nm

≈100

nm

Remove surficial skin10

nm

Acid attack under vacuum (Zurich)

Laser ablation (Milton Keynes & Nancy)

Fluorination(San Diego)

Megasisms (Los Angeles)

Concentrateur d’ions solaires

avant

après

Concentrator Cross-section

Accelerator Can -6.5kVTripod Target SupportH+ Rejection Grid 0.1-3.5kV

Ground Grid

Domed Grid

Microstepped MirrorElectrode 2-10kV

Ion

Accelerator Can -6.5kVTripod Target SupportH+ Rejection Grid 0.1-3.5kV

Ground Grid

Domed Grid

Microstepped MirrorElectrode 2-10kV

Ion

SiC

SiC

CVD diamond

13C-labelled C

Concentrator Cross-section

Azote : ablation laser (193 nm)

•Spectromètre de masse en mode statique

• He, Ne, N, Ar

• 26 mois pour abaisser le blanc en azote à 4 x 10-13 mol N2

• Blancs de N < 10 % N analysé

Laurent Zimmermann Pete Burnard

Gold over Sapphire (AuoS) collector implanted with 15N

0%

20%

40%

60%

80%

0 10 20 30 40 50 60

Number of laser pulse per area

15N

ext

ract

ion

yiel

d

implanted 15N

atomic force microscopy : 1 pulse ~ 1 nanometer

(Merci à F. Gaboriaud, LMPCE)

-50

-40

-30

-20

-10

0

10

-10 10 30 50

distance, μm

Dep

th, n

anom

eter

s

Le concentrateur est un système qui fractionne les isotopes

Fractionnement calibré à l’ETH Zürich pour les isotopes de Ne (Heber et al., 2008)

Ne analysé avec N à Nancy : même fractionnement observé à Nancy pour Ne

#5#4#3#2#1

Variations isotopique de N indépendantes de celle de Ne : mélange et non fractionnement

(1) Pôle contaminant identique à celui mesuré sur le même support n’ayant pas volé

(2) Pôle solaire : δ15N = -400 ‰

Variations isotopique de N : mélange entre azote contaminant et azote

solaire

Droite de mélange : δ15N versus 20Ne/14N normalisé au rapport du vent solaire (1.14, mesuré directement)

Tous les réservoirs non solaires sont fortement enrichis en 15N par rapport au gaz (N2) de la nébuleuse proto-solaire

UCLA UCLA MegaSIMSMegaSIMS laboratory laboratory

Megasisms Los Angeles, AGU Dec. 2009

• Pas d’évolution isotopique du Soleil externe pour les éléments plus lourds que B (important pour les physiciens du Soleil : pas de communication entre zones radiative et convective)

• Pour O et N : tous les réservoirs cosmochimiques échantillonnés (à part Jupiter) sont anormaux

• Il faut maintenant comprendre la cause de ces variations isotopiques très importantes capables d’enrichir les solides en 17O, 18O, et 15N, par rapport aux majeurs 16O et 14N

Conclusions

(1) auto-écrantage durant l’irradiation précoce (Clayton, 2002)(2) Irradiation par VUV (Chakrabothy et al., 2008)(3) Fractionnement isotopique lors de réactions ion-molecule à très

basse température (Hevezia, 2000)

Nicolas Copernic (1473-1543) Ptolémée 90-168.

Il aura fallu 14 siècles pour passer d’une vision ptoléméenne d’un système centré sur la Terre à une vision copernicienne centrée sur le Soleil

Et 3 décennies pour s’en convaincre dans le cas des isotopes !

Fractionnement isotopique lors de réactions ion-molécule à très basse température

Enrichissement en 15N dans les phases solides

Terzevia & Herbst, 2000Charnley & Rodgers, 2002

Sample return missions to date

Done

Apollo (USA) : Moon sampled in 6 sites Luna (Russia) : Moon sampled in 3 sitesGenesis (USA) : Solar wind sampled at 3 # regimesStardust (USA) : Grains from Kuiper belt comet

To come

Hayabusa (Jpn) : NEO possibly sampled and returned

Projects

Mars atmosphere and dust (NASA Scout project)Martian rocks ? MSRNEO (ESA)Venus atm. and dust ?

Spinel(Mg2Al2O4)

Osbornite(TiN)

Grossite (CaAl4O7)

melilite(Ca2Al2SiO7)

Titanium nitride (osbornite) from a CAI in Isheyeko chondrite

The TiN-bearing CAI formed in a hightemperature region of the solar system

by gas-solid condensation

Meibom et al., 2007Photos courtesy of A.N. Krot

Flown aerogel #2

Flown aerogel #1

Thera 2

Thera 1

0

2

0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5

Aerogel surface, mm2

Flown aerogel #2

Flown aerogel #1

Thera 2

Thera 1

Range of analytical blanks (n = 6)

Range of analytical blanks (n = 6)

20Ne10-11 cc STP

4He10-10 cc STP

6

8

4

2

4

6

8

Aérogel n’ayant pas volé : même quantité d ’hélium et de néon que les blancs de la ligne

Aérogel ayant volé mais sans trace d’impact : idem

Aérogel ayant volé prélevé »dans la trace d’impact : signal en He et Ne très supérieur aux blancs

Hypothèse : He & Ne en excès proviennent du gaz cométaire piégé dans l’aérogel lors de la fusion et de la trempe de celui-ci

8 mm

Terminal grain1-20 μm

Analyse des gaz nobles à l’Université du Minnesota par chauffage incrémental (même trace que nous, chauffage dans un mini-four àrésistance)

Gaz relâchés à haute température (> 1075 °C)

Ne peuvent provenir de l’aérogel (diffusion)

Gaz piégés dans le grain terminal qui est principalement formé de kamacite (analyse par rayonnement synchrotron)

Surface atomicLayers

of the sample

Primary ions (O-, Cs+, …) Sputtering the sample

with variable energies (<15kV) Secondary ions (+ or -) emitted from the

sample with variableenergies (<15kV)

Surface isotopic analysiswith nanometer scale depth resolutionand micrometer scale lateral resolution

convective zone

15x106

9x106

2.5x1060.8x106

10.720.2

core

radiative zone

Temperature(K)

Distance (in Solar radius)

7 Li b

urni

ng

6 Li b

urni

ng

100 10151010105

time (sec)

10-5

10-10

10-14

100

7Li6Li

10B11B

D3He

4He

Evolution d’une étoile d’une masse solaire (à une profondeur de 0,5 rayon et une température de 7,6 x 106 K) Delbourgo-

Salvador et al., 1985Chaussidon et Robert, 1998

Eberhart et al., 1971

18O/16O = 18O/16Oref x (1+ (18-16) x δ )

17O/16O = 17O/16Oref x (1+ (17-16) x δ )

δ17O ≈ 0.52 x δ18O

16O, 17O, 18O(18O/16O ≈ 2 x 10-3 & 17O/16O ≈ 4 x 10-4)

0

10

20

0 20 40

chert cretacéchert archéenkomatiiteMORBCFBOIBlherzoliteLunevapeur de SMOWcondensat de SMOWSMOW

δ18O(SMOW)

δ17O

(SM

OW

)

Robert, Rejou-Michel & Javoy (1992)

δ18O =

18O/16O( )18O/16O( )SMOW

−1⎛

⎝

⎜ ⎜

⎞

⎠

⎟ ⎟

×1000

Séquence de condensation

KBOs - Kuiper belt objects

Soleil

Composition de la nébuleuse

•Soleil (~99% de la masse du SS actuel

•Comètes – Ceinture de Kuiper- nuage de Oort

Vent solaire échantillonné spécifiquementà plusieurs énergies

313.01high-speed (500-800

km/s)H

193.25coronal mass

ejection (CME)

E

333.67low-speed (<500 km/s)L

852.83bulk solar windB/C

Days exposedDescriptionArray

B/C

L,H,E

0

-800

-400

+400

+800

δ D

D/H

(δD in ‰

)

10000

10

100

1000

0 50 100 150 200

H p

pm H

0

Depth (nm)

Earth mantle

D-rich meteoritic components

Hydrogen is the “smoking gun” for the presence of implanted solar wind in silicate

grains from lunar soils

Le rapport D/H ratio (pas de D!)

Indique la présence de vent solaire

Sol lunaire 79035Apollo 17

(grains de silicate)exposé il y a 1~2 Gyr

(Hashizume et al., 2000)

1

10

100

1000

0 50 100 150 200

Depth nm

N, H

& S

i ppm

-200

-100

0

δ15 N

-800

-400

+400

+800

δD

Si

Sol 71501Apollo 17(ilmenite)

exposé « récemment »

Azote planétaire

(Hashizume et al., 2000)

Clayton, Grossman & Mayeda (1973)

TFL (slope≈0.52)

CCAM sl

ope ≈

0.95)

Δ17O

δ17O

(SM

OW

)

δ18O (SMOW)

-80

-60

-40

-20

0

20

-80 -60 -40 -20 0 20

TFL

CCAM

Earth

Origine des variation isotopique de O non dépendantes de la masse (observées à la fois à l’echelle micrométrique et à celle des planètes) ?

(1) : mélange dans le disque avec un composant présolaireriche en 16O (Clayton et al., 1973)

(2) : réactions non dépendantesde la masse (eg de type ozone ou de type auto-écrantage de CO) (Thiemens& Heidenreich, 1983) (Clayton, 2002)

Soleil si auto-écrantage

Soleil si apport de grains présolaires riches en 16O

Soleil si réactions de type ozone

Le vent solaire dans le sol lunaire

Cameca ims 1270Ion microprobe in Nancy

Ko Hashizume

10 µm

-80

-60

-40

-20

0

20

40

-80 -60 -40 -20 0 20 40 60

ProtosolarNebula

Δ17O<-20‰

Solar – SW fractionation line

TFL

δ18OSMOW (‰)

δ17 O

SMO

W(‰

)

Highly fractionated component

Lunar silicate

Oxide layer

Slope 1 line

(Hashizume & Chaussidon, 2005)

(Ireland et al., 2006)

But another component with Δ17O=+26‰was identified in lunar soil (soil 10084) by Ireland et al. (2006)

Pourquoi les isotopes de O et N ?

Fractionnement isotopique :

Variation des rapports isotopiques d’un élément en fonction de la masse

ΔM/M

Oxygène : 3 isotopes 16O, 17O, 18O Δ18O/16O ~ 2 x Δ17O/16O

δ18O et δ17O comme les écart en parties pour mille de 18O/16O et 17O/16O par rapport à une référence (l’oxygène terrestre océanique)

Azote : 2 isotopes 14N, 15N

δ15N comme l’écart en partie pour mille de 15N/14N par rapport à une référence (l’azote terrestre atmosphérique)

preliminary datapreliminary data-- Instrumental mass Instrumental mass fractionation calibrated by fractionation calibrated by magnetitemagnetite

(McKeegan et al., unpublished)

UCLA UCLA MegaSIMSMegaSIMS laboratory laboratory

Frei & Rosing, 2005Schoenberg et al., 2002

Evidence géochimique dans les roches archéennes ? Résultats contrastés

Variations isotopiques de l’azote dans le système solaireSituation à la fin des années 90

δ 15N =( 15 N/ 14 N) s

( 15 N/ 14 N) ATM[ - 1] x 1000 ‰

0 ‰

Le rapport isotopique de N varie d’un facteur 4 dans le SS (variations les plus importants après D/H) :

• Contribution présolaire ? • réactions ion-molécule à BT ?• intéraction matière-rayonnement ?

Antiquité des sols Present

(1) Variation temporelle ? (Kerridge, 1973)

(2) Plusieurs composantes de N ? (Geiss & Bocshler, 1982)

Kerridge, 1995

Isotopes de N dans les sols lunaires

0

-800

-400

+400

+800

δ D

-200

-100

0

δD (‰

)

10000

10

100

1000

0 50 100 150 200

N &

H p

pm

H

N

δ15 N

(‰)

0

Depth (nm)

(Hashizume et al., 2000)

Variations with depth of H and N isotopic

compositions in single silicate grains from lunar

soil 79035

(D/H)(15N/14N)

A une profondeur de ~50 nm, présence de

N appauvri en 15N, dans des grains ne contenant pas de

D (vent solaire)δ15

N (‰

) δD (‰

)

N &

Hpp

m

Azote solaire

(Hashizume et al., 2000)