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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 Géochimiques UPR 2300 CNRS

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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

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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 ?

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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)

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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

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IosNASA

GenesisApollo Luna

Stardust

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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

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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

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Orion

Composition de la nébuleuse primitive ?

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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

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50 000 AU

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5 km

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

Proche de la Terre

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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

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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

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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…)

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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

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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

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Morbidelli, Gomes et al., 2005

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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

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Soleil

Vent solaire

Quelle était la composition de la nébuleusesolaire ?

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

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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

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• 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

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aluminium

Gold oversapphire

Silicium

CVD diamond

Genesis : déroulement de la mission

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Panneaux solaires

Capsule porte-ciblesBerceau et instruments de navigation/détection SW

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8 septembre 2004

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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

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≈1000 nm

Collector ionscontaminationImplanted SW

≈100

nm

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≈1000 nm

≈100

nm

Remove surficial skin10

nm

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Acid attack under vacuum (Zurich)

Laser ablation (Milton Keynes & Nancy)

Fluorination(San Diego)

Megasisms (Los Angeles)

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Concentrateur d’ions solaires

avant

après

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Concentrator Cross-section

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

Ground Grid

Domed Grid

Microstepped MirrorElectrode 2-10kV

Ion

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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

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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

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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

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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

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#5#4#3#2#1

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

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(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)

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

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UCLA UCLA MegaSIMSMegaSIMS laboratory laboratory

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Megasisms Los Angeles, AGU Dec. 2009

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• 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)

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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 !

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

Enrichissement en 15N dans les phases solides

Terzevia & Herbst, 2000Charnley & Rodgers, 2002

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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 ?

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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

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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

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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)

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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

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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

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Eberhart et al., 1971

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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

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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

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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

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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)

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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)

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Clayton, Grossman & Mayeda (1973)

TFL (slope≈0.52)

CCAM sl

ope ≈

0.95)

Δ17O

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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

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Le vent solaire dans le sol lunaire

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Cameca ims 1270Ion microprobe in Nancy

Ko Hashizume

10 µm

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-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)

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(Ireland et al., 2006)

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

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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)

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

(McKeegan et al., unpublished)

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UCLA UCLA MegaSIMSMegaSIMS laboratory laboratory

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Frei & Rosing, 2005Schoenberg et al., 2002

Evidence géochimique dans les roches archéennes ? Résultats contrastés

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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 ?

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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

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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)