Les météorites martiennes

 

Article source:http://www.nirgal.net/meteori.html

Les météorites SNC:

3 octobre 1815. 8 h du matin. Dans le petit village de Chassigny près de Dijon, les habitants sont brusquement réveillés par une forte détonation. Ils découvriront rapidement l'origine de ce vacarme. 4 kg de roches surgies du ciel ! La même histoire se reproduira le 25 août 1865 soit 50 ans plus tard à Shergotty (Inde) ainsi qu'à Nakhla le 28 juin 1911 (Egypte).

Ces trois événements ne sont pas indépendants, comme on pourrait le penser de prime abord. Car les météorites tombées dans ces trois régions sont assez semblables et les scientifiques pensent même le plus sérieusement du monde qu'il pourrait s'agir de roches provenant de la planète rouge. On peut facilement imaginer l'excitation qui a suivi cette fascinante hypothèse. Les scientifiques du monde entier posséderaient sur Terre d'authentiques pierres en provenance de Mars ! On a choisi de désigner ces météorites par le terme SNC (pour Shergottite Nakhlite Chassignite, du nom des lieux de découverte des trois premières météorites martiennes).

Actuellement, on dispose de 50 météorites martiennes (2 chassignites, 7 nakhlites et 40 shergottites, plus la météorite ALH84001), collectées un peu partout dans le monde, au Brésil, en Antarctique, aux Etats-Unis, en Afrique (Maroc, Algérie, Lybie) ou dans le Golfe persique (Oman). Ce sont des cailloux d'apparence banale, que rien ne distingue des dizaines de milliers d'autres météorites (22 000 environ) qui dorment dans nos musées et laboratoires. Parmi ces 50 échantillons, 4 proviennent de chutes (c'est à dire que l'on a véritablement observé l'arrivée des pierres au sol). Il s'agit de la première chassignite, de la shergottite et de la nakhlite initiale, ainsi que de la météorite de Zagami, tombée au Niger. Toutes les autres ont été trouvées, la chute n'ayant alors pas été observée. Parmi celles-ci, 16 proviennent de l'Antarctique. Nous allons voir pourquoi par la suite.

A la recherche des pierres martiennes

La caractéristique principale d'une météorite est la présence, à sa surface, d'une fine couche noire que l'on nomme croûte de fusion. La météorite est en général entièrement recouverte par cette fine pellicule, et c'est seulement après avoir brisé la pierre que l'on apercevra son intérieur gris clair. Cette croûte de fusion se forme lorsque la météorite traverse l'atmosphère de notre planète : portée à de très hautes températures, la surface de la météorite fond, puis se transforme en verre en refroidissant.

Les météorites tombent sur Terre en permanence, mais bien peu sont découvertes. Celles qui échouent dans les mers et les océans sont perdues à jamais (les étendues d'eau représentant 3/5 de la surface de notre globe, les pertes sont donc non négligeables). Celles qui s'écrasent sur la terre ferme sont très difficiles à trouver, surtout si personne n'a assisté à leur chute. Même avec une croûte de fusion bien visible, une météorite n'est qu'une roche parmi tant d'autres (même si les météorites métalliques se repèrent par exemple plus facilement que les pierreuses, à cause de leur magnétisme). Certaines peuvent tomber dans des zones forestières, d'autres sont rapidement enterrées. Sous un climat tempéré, la croûte de fusion s'altère rapidement et prend un aspect terne et une coloration brun-rouille. Notre météorite devient encore plus difficile à repérer parmi les autres roches terrestres.

Il existe cependant des régions sur Terre qui favorisent grandement la recherche et la collecte de météorites. S'il ne fallait en citer qu'une, ce serait l'Antarctique.

En 1969, des glaciologues japonais découvrent 9 fragments météoritiques sur une zone de quelques kilomètres carrés de la calotte glaciaire australe. De prime abord, les géologues estiment que les fragments proviennent de la dislocation en altitude d'une seule et même pierre. Les analyses chimiques montrent cependant rapidement que les fragments appartiennent non pas à une seule, mais à quatre météorites différentes ! D'un point de vue statistique, cette situation est impossible. Les chutes de météorites à la surface du globe sont effectivement des événements très rares, et il est parfaitement improbable que quatre météorites différentes aient choisi d'atterrir dans un mouchoir de poche. Pour les géologues, un mécanisme étrange, capable de concentrer des météorites en surface, devait donc être à l'œuvre ...

Des études glaciologiques menées en 1977 vont effectivement confirmer cette intuition. Lorsqu'une météorite s'écrase sur les étendues glacées de l'Antarctique, elle est rapidement recouverte de neige, qui finit par se transformer en glace. La pierre se retrouve alors prisonnière d'un glacier, dont la masse mouvante progresse lentement vers la mer. Au cours de sa lente progression, le glacier peut être bloqué par le sommet d'une montagne émergeant de la calotte glaciaire (nunatak) ou des pentes rocheuses. La surface du glacier est alors balayée par des vents catabatiques très violents qui commencent à décaper la glace. Au fur et à mesure que le glacier s'amincit sous les assauts venteux, les météorites qu'il transportait émergent progressivement à l'air libre. Par le jeu des glaciers, des météorites disséminées sur une surface très étendue peuvent ainsi être regroupées dans des zones de dimensions beaucoup plus réduites. Au bout d'une dizaine ou d'une centaine de milliers d'années, la concentration des météorites peut atteindre un niveau proprement spectaculaire.

L'Antarctique offre également d'autres avantages aux chercheurs de météorites. Dans cet environnement froid et sec, la croûte de fusion (ainsi que la météorite) se conserve extrêmement bien sur de très longues périodes. De plus, il est très facile d'apercevoir des roches noires sur la glace, d'autant que celle-ci, au cours de sa progression, perd les bulles d'air qui lui conférait sa couleur laiteuse et se pare d'un bleu splendide.

Chaque année, les Etats-Unis sponsorisent un groupe de chercheurs de météorites qui partent pour ce paradis météoritique qu'est l'Antarctique. Cette expédition, baptisée ANSMET (Antarctic Search for Meteorites), est financée par la NSF (National Science Foundation) et la NASA. La première expédition ANSMET s'est jointe à une équipe japonaise (qui avait déjà commencé les recherches et avait récolté 983 météorites en seulement trois expéditions). A ce jour, près de 11 800 météorites ont été récupérées par les expéditions ANSMET.

S'il est assez facile de ramasser les météorites en surface, c'est en revanche beaucoup plus difficile de collecter celles enfouies dans la glace bleue. Même si la surface de la glace offre un spectacle aussi magnifique que la surface de la mer en plein soleil, cette dernière est solide, glissante et aussi dure que la pierre. C'est de plus un travail très dangereux, car le risque de tomber dans une crevasse n'est pas exclu. Une fois qu'un champ de glace bleue a été identifié, les membres d'une équipe ANSMET se déplacent à sa surface grâce à des motoneiges et balayent du regard le sol à la recherche d'éventuelles météorites. Les motoneiges permettent de se déplacer sans effort sur de larges zones, et sans courir le risque de glisser. La probabilité de tomber dans une crevasse est également moins importante.

Les expéditions ont lieu pendant la période d'été en Antarctique (d'octobre à début janvier) quand la neige et le blizzard sont peu abondants et que le soleil ne se couche jamais. Quand une météorite est localisée, l'équipe ANSMET note sa localisation, sa taille, sa couleur, l'épaisseur de la croûte de fusion, son type probable et n'importe quel élément qui peut paraître important sur le moment. Certains des outils utilisés pour la collecte sont similaires à ceux utilisés par les astronautes des missions Apollo. Les roches sont manipulées avec des instruments spéciaux en acier inoxydable et sont immédiatement scellées dans des récipients stériles en plastique ou en aluminium, dans le but d'éviter toute contamination de la météorite. Les fragments collectées sont enfouis dans de la neige carbonique (pour simuler les conditions d'origine) et envoyés à Houston (Texas) dans un laboratoire du Johnson Space Center (Antarctic Meteorite Laboratory). Les météorites sont alors examinées, classifiées et stockées. Elles sont manipulées en environnement stérile, dans des chambres remplies d'azote, de manière à éviter une éventuelle contamination par des particules terrestres et une exposition à l'air libre (qui entraînerait une altération).

Même si l'Antarctique reste d'une importance majeure pour la collecte de météorites, et que les robots épaulent désormais les hommes, ce n'est aujourd'hui plus la seule terre de prédilection des chasseurs de pierres martiennes. Depuis quelques années et contre toute attente, des équipes privées ont effectivement réalisé de superbes découvertes dans des déserts chauds, comme ceux d'Afrique du Nord ou du Sultanat d'Oman. Même les robots interplanétaires s'y sont mis, puisque le rover américain Opportunity a identifié une météorite métallique sur les plaines déblayées par les vents de Terra Meridiani.

La datation des météorites

Avant de continuer à découvrir les météorites martiennes, il va falloir nous familiariser avec quelques notions de physique nucléaire, comme les isotopes et la radioactivité. Comme vous devez le savoir, la matière de notre Univers est constituée d'atomes de différents éléments. Ces éléments sont classés dans la fameuse table de Mendeleïev, qui est accrochée dans toutes les salles de chimie de toutes les écoles de la planète. Chaque élément est représenté par un symbole (par exemple Na pour le sodium ou O pour l'oxygène), associé à deux nombres : le numéro atomique qui indique le nombre de protons (et donc le nombre d'électrons, puisque qu'un atome est normalement neutre, et qu'il faut compenser les charges positives des protons par autant de charges négatives amenées par les électrons) et le nombre de masse, qui indique le nombre de neutrons additionné du nombre de protons. Le numéro atomique est inscrit en bas à gauche du symbole de l'élément, tandis que le nombre de masse apparaît en haut à gauche. Ainsi, la notation suivante fait référence à l'atome de carbone 12 et à ses 6 protons (donc 6 électrons) et ses 6 neutrons. Dans ce dossier, seul le nombre de masse accompagnera le symbole de l'élément.

Pour un même élément, le numéro atomique ne change pas. Par contre, le nombre de masse peut varier, et l'on a alors à faire à des isotopes de l'élément. Par exemple, l'hydrogène (un proton) possède deux isotopes : le deutérium (un proton, un neutron) et le tritium (un proton, deux neutrons). Les isotopes présentent les mêmes propriétés chimiques (car celles-ci dépendent principalement du nombre d'électrons, qui est le même pour tous les isotopes d'un même élément), mais différent par leurs propriétés physiques. Le tritium, qui possède deux neutrons de plus que l'hydrogène, est par exemple plus lourd que ce dernier.

Si certains isotopes sont stables, d'autres sont radioactifs : ces atomes instables ont alors tendance à se désintégrer spontanément pour donner naissance à un isotope plus stable ou un autre élément. La stabilité d'un élément est en particulier conditionné par son nombre de neutrons : si ces derniers sont présents en quantité trop importante, l'atome aura tendance à se débarrasser de cet embonpoint en éjectant un ou plusieurs neutrons. La désintégration radioactive est totalement indépendante de l'environnement de l'élément, et se déroulera de façon constante quelle que soit la pression, la température, l'acidité du milieu, etc. Elle est caractérisée par le temps de demi-vie de l'élément en question (que l'on appelle aussi période), c'est à dire le temps nécessaire pour que la concentration de l'élément soit divisée par deux.

La radioactivité est extrêmement intéressante, car elle va permettre la datation absolue des roches. La méthode la plus célèbre dans ce domaine est la datation des restes organiques au carbone 14 (14C). L'atome de carbone possède normalement 6 protons et 6 neutrons (carbone 12). Mais on lui connaît deux isotopes, le carbone 13 (6 protons, 7 neutrons) et le carbone 14 (6 protons, 8 neutrons). Les atomes de carbone 14 (dénommé isotope père) se transforment spontanément pour donner naissance à des isotopes stables, que l'on appelle isotopes fils. Le temps de demi-vie du carbone 14 est de 5568 ans (au bout de cette période, la quantité de carbone 14 présent dans un matériau est donc réduite de moitié).

En mesurant la quantité d'isotopes père (carbone 14) et d'isotopes fils, il est possible de connaître l'âge de l'échantillon analysé. Pour que l'analyse soit valable, il faut cependant que le carbone 14 qui s'est transformé au cours du temps n'ait pas été renouvelé. Les atomes de carbone 14 se forment en effet en permanence dans la haute atmosphère, sous l'effet du rayonnement cosmique. Chaque être vivant en assimile, et la quantité de carbone 14 dans un organisme vivant reste donc constante. Ce n'est qu'à la mort de l'organisme en question que l'assimilation de carbone 14 cesse : l'horloge isotopique se met alors à zéro, et la quantité de carbone 14 commence à décroître lentement. Chaque 5568 ans, elle sera divisée par deux.

Pour dater des météorites, on doit utiliser des horloges à plus longue période que le carbone 14, car celui-ci ne permet de dater que des objets dont l'âge est inférieur à 50 000 ans (soit environ dix fois le temps de demi-vie). On utilise par exemple les couples uranium 238 / plomb 206 (238U / 206Pb, période de 4,5 milliards d'années), potassium 40 / argon 40 (40K / 40Ar, période de 1,26 milliards d'années) ou encore rubidium 87/ strontium 87 (87Ru / 87Sr, période de 48,8 milliards d'années). Nous avons vu que dans le cas du carbone 14, l'horloge isotopique s'initialise lors de la mort de l'organisme. Dans le cas d'un matériau rocheux, l'horloge se met à zéro lorsque la roche se solidifie.

Pour détecter les différents isotopes, on utilise un spectrogramme de masse. L'échantillon du corps que l'on veut étudier est placé dans une enceinte sous vide et chauffé. Les atomes sont vaporisés puis ionisés (c'est à dire qu'ils acquièrent une charge suite à la perte ou au gain d'un ou plusieurs électrons). Les ions formés sont alors capables d'être accélérés et déviés par un champ magnétique. Plus l'ion est lourd, moins il sera dévié. A la sortie de l'appareil, on place des détecteurs spécifiques aux ions dont on désire déterminer la concentration. Grâce à cette technique, on peut ainsi connaître la composition atomique et isotopique d'un échantillon.

La sonde ionique est un instrument similaire au spectrogramme de masse, mais la purification de l'échantillon n'est plus nécessaire : celui-ci est bombardé par un faisceau d'ions primaires, et les ions émis en retour sont étudiés selon le principe du spectrogramme de masse.  Les minéraux peuvent être étudiés directement au sein de la roche, ce qui permet de contrôler leur localisation et d'effectuer des comparaisons. La sonde ionique est capable d'analyser des surfaces rocheuses extrêmement petites (10 à 20 microns d'envergure).

La radioactivité permet donc de connaître l'âge de formation d'une météorite. Mais il est peut être également intéressant de connaître l'âge d'exposition, c'est à dire la durée pendant laquelle la roche a erré dans l'obscurité glacée de l'espace interplanétaire (entre le moment ou elle a quitté le corps parent et le moment ou elle est arrivée sur Terre). La connaissance de l'âge d'exposition est possible grâce aux effets du rayonnement cosmique. Pendant son séjour dans l'espace, la météorite est effectivement bombardée par des particules à haute énergie qui forment le rayonnement cosmique et qui peuvent modifier la composition de la météorite. En déclenchant des réactions nucléaires, les rayons comiques donnent naissance à de nouveaux éléments, des noyaux cosmogéniques (le magnésium 24 se transformant par exemple en néon 21), dont l'abondance permet de déduire le temps que la météorite a passé dans l'espace.

Cette technique possède cependant un inconvénient majeur : les rayons cosmiques ne peuvent effectivement pénétrer que superficiellement une météorite, et leurs effets ne sont sensibles qu'à quelques mètres de profondeur. Imaginons une météorite de plusieurs mètres de diamètre, qui a vagabondé tranquillement dans l'espace pendant 10 millions d'années. Si, juste avant la fin de son périple, cette météorite se brise en morceaux (à cause de la collision avec un autre corps) et que seul son cœur parvient sur Terre, nous allons être fortement induits en erreur quant à la durée de son séjour dans l'espace. Le cœur de la météorite ne montrera effectivement aucun dégât imputable aux rayons cosmiques, et les géochimistes en déduiront donc que la météorite n'a passé qu'un temps très court dans l'espace ...

Enfin, les géologues souhaitent également connaître le moment ou une météorite s'est écrasée sur Terre. La technique le plus efficace reste bien sur d'observer directement sa chute. Malheureusement, de nombreuses météorites échouent sur notre planète en l'absence de témoins. Les scientifiques ont donc mis au point plusieurs techniques permettant de connaître le temps passé par une météorite à la surface de la Terre. L'une d'elles consiste à étudier les isotopes radioactifs produit par le flux de neutrons (résultant de l'interaction des rayons cosmiques avec la matière), comme le carbone 14 (14C) ou l'aluminium 26 (26Al).

Des météorites de Mars ?

Après cette digression, revenons à nos météorites. Comment peut-on être sûr qu'elles proviennent bien de Mars ?

Les SNC possède une histoire minéralogique commune complexe et atypique. Premier indice notable, elles présentent toutes la même signature isotopique de l'oxygène, ce qui indique indubitablement une origine commune. Il existe effectivement des variations importantes du rapport isotopique de l'oxygène au sein des différentes classes de météorites. Si deux météorites possèdent un rapport isotopique différent, cela prouve qu'elles proviennent de deux réservoirs distincts. Ainsi, les roches terrestres ont un rapport isotopique de l'oxygène différent des météorites de la ceinture d'astéroïde, ou des pierres lunaires.

Les SNC sont également très jeunes (à l'exception d'ALH84001) avec un âge apparent allant de 170 millions (shergottite) à 1,3 milliards d'années (chassignite et nakhlite), alors que toutes les autres météorites ont un âge de formation de 4,56 à 4,48 milliards d'années. Leur minéralogie suggère de plus une origine liée à un volcanisme en présence d'eau (les SNC sont les seules météorites basaltiques hydratés, ce qui indique la présence d'eau sur le corps parent). Ces pierres ne peuvent donc pas provenir de la ceinture principale d'astéroïdes (qui constitue la source principale de météorites), car ceux-ci ne possèdent pas une taille suffisante pour conserver une activité volcanique pendant des milliards d'années. Les SNC semblent plutôt provenir d'un astre massif qui connaissait encore une activité volcanique il y a plusieurs centaines de millions d'années.

Procédons par élimination. Nous pouvons déjà écarter d'entrée les planètes géantes tels que Jupiter ou Saturne, car leur surface n'est pas rocheuse mais gazeuse. Les SNC ne peuvent pas non plus provenir de la Lune, car l'activité géologique a cessé il y a  3 milliards d'années sur notre satellite. De plus, grâce aux missions Apollo, nous possédons sur Terre 382 kg de roches lunaires, qui ont été étudiées avec une incroyable minutie par les géologues. Or les différences entre les pierres lunaires et les SNC sont trop flagrantes pour que l'on puisse honnêtement attribuer une origine sélène à ces dernières. Dans la recherche du corps parent, la planète Mercure n'est pas non plus un bon candidat. Comme dans le cas de la Lune, le volcanisme mercurien s'est lui aussi éteint il y a plusieurs milliards d'années. De plus, un corps éjecté de la surface de Mercure par un impact d'astéroïde suivrait une orbite très serrée, qui aurait peu de chance de recouper celle de la Terre. Quant à la planète Vénus, elle a bien connu un volcanisme récent, mais sa forte gravité, combinée avec une atmosphère d'une grande densité, constitue une véritable prison pour les fragments rocheux qui seraient tentés d'aller voir ailleurs. Par élimination successive, il ne reste donc que Mars ...

Plusieurs indices semblent confirmer cette hypothèse. Le paléomagnétisme des SNC est assez léger, ce qui implique qu'elles doivent provenir d'un corps dénué (ou presque) de champ magnétique. Les minéraux constitutifs sont également très proches de ceux identifiés par les atterrisseurs Viking sur Mars.

Le principal argument en faveur d'une origine martienne est cependant la découverte en 1983, dans l'une des shergottites provenant de l'Antarctique (EETA 79001), de petites poches de verre renfermant un gaz atmosphérique. Pour étudier ce gaz, la roche a été soumise à un dégazage progressif. L'échantillon est placé sous vide et chauffé régulièrement jusqu'à une température finale de 1500°C. On peut alors déterminer la composition isotopique des gaz libérés pendant le chauffage : hélium, néon, argon, krypton et xénon et azote. Or la composition de ce gaz (en particulier la quantité de composés inertes et les rapports isotopiques) est exactement identique à celle de l'atmosphère martienne, analysée par les sondes Viking. Ces résultats spectaculaires seront ensuite confirmés par l'étude des gaz emprisonnés dans la météorite Zagami (1995), puis Shergotty (1998).

Malgré ce faisceau de preuves, est-on vraiment certain que ces cailloux sont martiens ? Tout le monde n'en est pas aussi convaincu. Les mesures de composition atmosphérique effectuées par les sondes Viking sont effectivement imprécises, les barres d'erreurs étant parfois trop importantes pour que l'on puisse honnêtement avoir des certitudes. De plus, la corrélation entre la concentration en argon dans les météorites et dans l'atmosphère martienne n'est pas satisfaisante.

Les météorites martiennes offrent également deux paradoxes de taille qui pourraient faire douter de leur origine présumée. Jusqu'à présent, on a trouvé sur Terre approximativement autant de météorites provenant de la Lune (48 à ce jour) que de météorites provenant de Mars, alors que la Lune est 400 fois plus près de la Terre que la planète rouge. Etant donné cette grande proximité, ainsi que la petite taille de notre satellite, on devrait logiquement s'attendre à trouver beaucoup plus de météorites lunaires que de météorites martiennes. Des calculs montrent effectivement que, étant donné la distance Terre - Lune, une météorite lunaire sur deux pourraient parvenir sur Terre, contre un peu plus de 5 % pour les météorites venant de la planète rouge. Une roche lunaire aurait donc 10 fois plus de chance d'échouer sur notre planète qu'une roche martienne ! Le champ de gravité de la Lune étant également inférieure à celui de Mars, l'énergie requise pour expulser un débris rocheux dans l'espace est moindre : des impacts modestes (qui sont statistiquement plus nombreux que les impacts géants) pourraient donc éjecter des météorites en s'écrasant sur la Lune, alors qu'ils en seraient incapables sur Mars (des impacts géants beaucoup plus rares étant alors nécessaires). Compte tenu des avantages flagrants de la Lune en faveur de la création de météorites, on devrait théoriquement découvrir sur Terre 140 pierres lunaires pour 1 pierre martienne. Or nous ne sommes manifestement pas dans ce cas de figure.

Deux phénomènes expliquent peut-être cette situation quelque peu paradoxale. Jusqu'à présent, on pensait que seuls des impacts très violents, capables de laisser en surface des cicatrices de 12 kilomètres de diamètre, pouvaient libérer l'énergie suffisante à l'expulsion de débris rocheux vers l'espace (pour qu'un fragment puisse échapper à l'attraction de la planète Mars et vagabonder dans le vide interplanétaire, il doit acquérir une vitesse supérieure à la vitesse de libération, soit 5.2 km/s). Les cratères d'impact de 12 kilomètres de diamètre sont extrêmement rares et s'il ne fallait compter que sur eux pour obtenir des météorites martiennes, on serait encore à chercher la première. Or des simulations sur ordinateur ont montré que des collisions quatre fois plus modestes, créant des cratères de seulement 3 kilomètres de diamètre, pouvaient parfaitement éjecter des fragments rocheux vers l'espace. D'un point de vue statistique, ces impacts sont beaucoup plus nombreux que ceux de 12 kilomètres : un impact de cette nature se produirait chaque 200 000 ans sur Mars. En contribuant fortement aux échanges de matériaux rocheux entre Mars et la Terre, ils assureraient un approvisionnement non négligeable en météorites martiennes, ce qui pourrait expliquer la relativement grande abondance des météorites martiennes sur Terre. D'après les calculs réalisés, il devrait même en théorie en tomber au moins une chaque mois ! Une petite lueur d'espoir pour tous ceux qui rêvent un jour de découvrir sous leurs pieds une pierre martienne.

Un autre phénomène doit être pris en compte pour expliquer le paradoxe de l'abondance. Malgré leur apparente diversité, les analyses chimiques montrent que toutes les météorites martiennes connues à ce jour seraient plus ou moins apparentées, et ne proviendraient tout au plus que de 5 à 8 impacts ayant eu lieu dans les derniers 20 millions d'années (la plupart des shergottites, qui sont des roches très jeunes, pourraient ainsi provenir de 3 à 4 impacts ayant frappés la région volcanique de Tharsis). Voilà qui rétablirait la balance en faveur des pierres éjectées de notre satellite : contrairement aux météorites martiennes, les pierres lunaires n'ont pas été éjectées en famille, mais individuellement, une météorite correspond à un impact particulier. Ainsi, quand on les ramène au nombre d'impacts, les météorites lunaires sont plus abondantes que les météorites martiennes.

La relativement grande abondance des météorites martiennes n'est pas le seul paradoxe offert par ces pierres mystérieuse. Leur âge est également énigmatique. Comme nous l'avons vu plus haut, à une exception près (ALH84001), les météorites martiennes sont très jeunes, puisque leur âge varie en moyenne de 170 millions d'années à 1,3 milliards d'années. D'un autre côté, la surface martienne d'où proviennent les météorites est en moyenne beaucoup plus ancienne : si l'hémisphère nord de Mars est effectivement composé de terrains récents, les étendues qui forment l'hémisphère sud dateraient de 4 milliards d'années. Etant donné que les impacts qui éjectent des fragments de la croûte martienne vers notre planète frappent aléatoirement n'importe quelle région du globe martien et ne peuvent pas choisir de s'abattre uniquement sur les terrains jeunes, on devrait s'attendre à recevoir sur Terre des météorites bien plus âgées.

La solution de l'énigme tient peut-être dans le comportement particulier de la surface martienne vis à vis des impacts d'astéroïdes et de comètes. En modélisant informatiquement avec une grande précision la physique d'un impact, des chercheurs ont découvert que les terrains âgés, concassés et fragilisés par des impacts précédents, sont moins favorables à la satellisation de fragments rocheux que les terrains jeunes.

Si les SNC proviennent effectivement bien de Mars, elles sont d'une importance capitale pour la science martienne. Elles pourraient permettre, après des analyses très fines (hors de portée des analyses in-situ des sondes spatiales) d'identifier de nombreux processus géochimiques et de dater de manière absolue les terrains martiens (à condition de pouvoir identifier leur lieu de formation). Seule la Lune a pour l'instant pu être datée avec précision grâce aux missions Apollo et au retour d'échantillons.

Composition et classification

Remarque : si vous êtes fâché avec la géologie je vous conseille de sauter cette section, sinon vous risquez d'attraper un sacré mal de tête !

Encore récemment, on ne connaissait que trois classes de météorites martiennes, définies d'après les trois premières pierres collectées sur Terre (shergottite, chassignite et nakhlite). La découverte de spécimens supplémentaires semblaient confirmer cette première classification (Zagami et EETA 79001 pouvaient être classés comme shergottites, et les météorites de Lafayette et Governador Valadares comme nakhlites). C'est ALHA 77005, découverte en 1977, qui commença à poser un problème, car sa composition était sensiblement différente de celle d'un basalte (la composition typique d'une shergottite). Elle fut pourtant rangée dans cette catégorie. C'est à cause de cette classification trop limitée et rigide que la fameuse météorite ALH84001 fut d'abord cataloguée comme une diogénite et non pas comme une météorite martienne.

Les météorites martiennes sont les seules à présenter une certaine similitude avec des roches magmatiques terrestres (en l'occurrence les basaltes). Les principaux minéraux identifiables dans ces pierres sont l'olivine, les pyroxènes et des feldspaths.

L'olivine est un silicate ferromagnésien de formule générale (Mg,Fe)2SiO4 qui se décline en plusieurs variétés (dont la forstérite qui contient uniquement du magnésium et la fayalite qui contient uniquement du fer). C'est un constituant fréquent des roches magmatiques basiques (pauvres en silice, donc en quartz, et riche en fer, magnésium et calcium).

Les pyroxènes sont des silicates ferromagnésien contenant en proportion variable du calcium (Ca) et du sodium (Na), et cristallisant dans le système orthorhombique (orthopyroxène) ou monoclinique (clinopyroxène). Parmi les orthopyroxènes, on distingue en particulier l'enstatite (pôle magnésien, pas de fer), l'hypersthène, (Mg,Fe)2(SiO3)2, avec 30 à 50% de magnésium et la bronzite avec 10 à 30 % de magnésium. Parmi les clinopyroxènes, on rencontre les espèces calciques (augite, diospide, pigeonite) et les alcalins (aegyrine). Les pyroxènes sont des minéraux essentiels des roches magmatiques et métamorphiques.

Quant aux feldspaths, ce sont les minéraux les plus fréquents des roches terrestres. Ce sont des silicates complexes d'aluminium, avec du potassium, du sodium et du calcium. On trouve deux types de feldspaths, les alcalins (orthose par exemple) et les plagioclases (feldspaths calco-sodiques) qui forment une série continue variant de l'albite à l'anorthite.

On distingue aujourd'hui six classes de météorites martiennes. Les shergottites sont des roches basaltiques, essentiellement constituées de pyroxènes et de plagioclases. On connaît également un deuxième type de shergottites, les lherzolites, constituées cette fois de pyroxènes et d'olivine. Plus récemment encore, la découverte dans les déserts chauds d'Afrique du Nord et d'Oman de shergottites riches en olivine a conduit à la définition d'un troisième type de shergottites, les shergottites picritiques. Les météorites NWA 1068, Dhofar 019, Sayh al Uhaymir 005, Dar al Gani 476/489 feraient parties de ce groupe particulier (certains géologues incluent même la lithologie A de la météorite EETA 79001). Les autres météorites sont presque monominérales, comme les nakhlites qui sont principalement formées de pyroxène monoclinique (augite) et les chassignites, que l'on classe comme des dunites, variété de péridotite principalement formée d'olivine (plus de 90 %). Enfin, ALH84001 est une orthopyroxénite, c'est à dire une roche formée principalement d'orthopyroxènes. Il est très probable que de nouveaux types soient découverts dans l'avenir.

Toutes les météorites SNC contiennent des minéraux hydratés et des éléments oxydés (fer, magnésium). Parmi les éléments hydratés, on trouve des minéraux comme l'amphibole et les micas, et des minéraux de précipitation comme le carbonate de calcium, le sulfate de magnésium et le sulfate de calcium. Des éléments d'altération formés lors du contact des minéraux primaires de la roche avec de l'eau sont aussi présents. On trouve en particulier des argiles (smectite dans les nakhlites), des hydroxydes et des sels.

Si vous désirez plus de renseignements sur l'une des 50 météorites connues à ce jour, je vous invite à consulter les fiches d'identité détaillées accessibles depuis cette page.

Une histoire mouvementée

D'après les analyses géochimiques, les SNC se seraient formés à proximité de la surface martienne, à partir d'un magma en fusion. Les textures de certaines météorites semblent indiquer une histoire magmatique complexe, avec plusieurs séquences de cristallisation. Les météorites martiennes démontrent qu'un volcanisme était encore actif sur Mars il y a 1,3 milliards d'années, et qu'il a peut-être même perduré jusqu'à 170 millions d'années.

C'est l'impact d'un objet de grande taille (astéroïde ou comète) à la surface de Mars qui est à l'origine de l'éjection de fragments rocheux dans l'espace, fragments qui sont ensuite tombés sur Terre. Il est possible de déterminer l'âge de l'impact grâce à l'analyse isotopique des gaz émis lors de l'impact (Argon 40) et immédiatement repiégés dans des petites cavités de la roche.

Des simulations en laboratoire confirment cette hypothèse. Un événement particulier, comme un choc tangentiel (les chocs obliques transmettent mieux l'énergie cinétique du projectile aux fragments) sur un terrain riche en permafrost (sol riche en glace) pourrait avoir transmis assez d'énergie à des fragments de la surface de Mars pour que ceux-ci quittent définitivement la planète (la vitesse d'échappement de Mars est de 5,2 km/s). Or, on a effectivement trouvé dans ces météorites des traces évidentes de chocs intenses, survenus il y a environ 200 millions d'années (métamorphisme d'impact). Sous la violence du choc, la structure de certains cristaux change. C'est le cas du plagioclase qui donne naissance à la maskelynite, une sorte de verre qui se forme lors de chocs très intenses, sous des pressions considérables. L'énergie libérée lors de l'impact provoque une déformation, un chauffage, une liquéfaction et une vaporisation des différents matériaux. La violence de ces impacts explique peut être pourquoi toutes les météorites martiennes sont magmatiques : les roches sédimentaires ne seraient pas suffisamment consolidées pour résister à l'impact.

Après leur éjection, les fragments vagabondent ensuite un certain temps dans l'espace interplanétaire, avant de croiser l'orbite de la Terre et de rentrer en collision avec notre planète. La durée de ce séjour est variable : il est de 10 millions d'années en moyenne pour les nakhlites et les chassignites, contre 3 millions d'années pour la plupart des shergottites (0,7 millions d'années pour EETA 79001).

Fabriquons des météorites martiennes ...

Nous ne possédons sur Terre que 50 météorites martiennes, mais il est pratiquement certain que beaucoup d'autres, non identifiées, dorment encore dans des collections publiques ou privées, comme ce fut le cas pour la météorite Los Angeles ou Lafayette. La plupart des météorites martiennes sont des shergottites, des roches qui s'apparentent aux basaltes terrestres. A moins que la croûte de fusion ne soit parfaitement conservée sur une certaine surface, ces roches peuvent prendre un aspect tout à fait banal et il est alors facile de les confondre avec une roche terrestre quelconque. De plus, les shergottites ne sont pas les pierres les plus intéressantes que la planète Mars pourrait nous envoyer. Les scientifiques aimeraient bien mettre la main sur des roches sédimentaires, comme des calcaires (carbonate de calcium). Il est pratiquement certain que l'eau a coulé sur la planète rouge voila des milliards d'années, comme le témoigne les nombreuses vallées qui entaillent les hauts plateaux de l'hémisphère sud. Pourtant, paradoxalement, aucune sonde martienne n'a jamais mis en évidence le moindre dépôt sédimentaire. Or, si l'eau a vraiment existé sur la planète rouge, les sédiments devraient abonder et l'on devrait retrouver des quantités massives de carbonates. Propices à la fossilisation, ces roches sont d'une importance majeure pour la recherche d'une éventuelle vie martienne.

Certains chercheurs ont donc commencé à se demander à quoi pourrait bien ressembler une météorite martienne carbonatée. Il est possible que des météorites de ce type soient déjà sur Terre, leur aspect atypique les faisant cependant passer totalement inaperçues.

Une expérience originale, baptisé STONE, a donc été mise en place pour en avoir le cœur net. Trois petits disques de 50 mm de diamètre et de 4 mm d'épaisseur ont été fixés sur le bouclier thermique d'un satellite russe de type Foton. Les satellites automatiques de la classe Foton sont dérivés du vaisseau spatial habité Voskhod et servent à étudier les effets de la microgravité sur différents matériaux (y compris des matériaux de nature biologique). Après un séjour plus ou moins long dans le vide spatial, le vaisseau et ses expériences sont récupérés.

Le premier disque renfermait une roche sédimentaire appelée dolomite provenant du nord de l'Italie. Les dolomites sont des roches constituées de carbonate de calcium et de carbonate de magnésium (contrairement au calcaire qui n'est formé que de carbonate de calcium). Le deuxième disque contenait un basalte à grains fins originaire d'Autriche, qui montre de fortes similitudes avec le rocher martien Barnacle Bill dont la composition a été analysée par le spectromètre APXS du robot Sojouner en 1997. Enfin, le troisième disque a été rempli avec une mixture sensée simuler du régolite, c'est à dire le sol martien : du basalte broyé en fines particules, ces dernières étant cimentées par du gypse (roche sédimentaire - évaporite - constituée de sulfate de calcium). Les analyses du sol martien effectuées par les sondes Viking ou plus récemment par Sojourner ont effectivement montré que celui-ci contient une quantité non négligeable de sulfates (qui peuvent éventuellement durcir le sol en formant une croûte).

Le satellite Foton-12 a été lancé le 9 septembre 1999 depuis la base russe de Plesetsk par une fusée Soyouz et placé sur une orbite de 350 km. Outre STONE, Foton-12 emportait également des expériences de l'Agence Spatiale Européenne sur la micro-gravité et l'expérience IBIS du Centre National d'Etudes Spatiales (influence de la microgravité sur le développement de cellules vivantes). Le 24 septembre, 15 jours après son lancement, Foton-12 a effectué une manœuvre de désorbitation pour revenir sur Terre.

Au cours de la traversée de l'atmosphère terrestre, les échantillons ont été soumis à des températures élevées (2000 °C), tout comme les météorites lorsqu'elles arrivent sur Terre. On pouvait donc d'attendre à ce qu'une croûte de fusion noire se forme sur les deux échantillons témoins (le basalte et le pseudo sol martien). Tout l'intérêt de l'expérience portait cependant sur l'aspect de la dolomite italienne après la rentrée atmosphérique. Si aucune croûte de fusion ne peut apparaître à la surface de la roche, comme certains le supposent, alors les météorites martiennes sédimentaires ne risquent pas de présenter le même aspect que les météorites classiques, et l'on comprend pourquoi aucune d'entre-elles n'est encore tombée entre nos mains. L'étude comparative de l'échantillon de dolomite soumis à l'enfer d'une rentrée atmosphérique par rapport à des fragments témoins restés au sol doit de plus nous fournir de nombreux renseignements sur les changements chimiques et physiques consécutifs à la traversée de l'atmosphère. Des informations cruciales pour faciliter la découverte d'éventuelles roches sédimentaires martiennes sur Terre !

D'après les premiers résultats, et malgré la perte d'un spécimen lors de la rentrée atmosphérique, les météorites sédimentaires seraient couvertes d'une croûte de fusion blanche ou très claire, bien différente du revêtement noir et luisant des météorites classiques. La chaleur libérée lors de la friction avec les hautes couches de l'atmosphère pourrait aussi avoir un effet caractéristique sur les isotopes de l'oxygène des météorites carbonatées, ce qui permettrait de les identifier facilement.

Et cuisons des bactéries !

Le 9 février 2000, une fusée Soyouz décolle des steppes arides du Kazakhstan avec à son bord un démonstrateur technologique dont le bouclier comporte, comme dans le cas de l'expérience STONE, des échantillons rocheux sertis dans sa masse. Mais cette fois ci, les roches ont été saupoudrées de micro-organismes vivants ! Baptisé sans surprise STONE 2, cette expérience doit permettre aux chercheurs de se faire une idée de l'aspect de cellules vivantes après une rentrée atmosphérique. Inutile de vous dire que les bactéries risquent d'être dans un sale état ! Des micro-organismes peuvent éventuellement survivre aux conditions extrêmes qui caractérisent une rentrée atmosphérique, à condition d'être protégés de tout côté par une épaisseur suffisante de matériaux rocheux. Les disques rocheux ayant un diamètre très faible, les cellules sont sans doute vouées à une mort certaine. Par contre, l'étude des résidus organiques devrait être particulièrement prometteuse.

Je ne peux pas résister à l'envie de décrire un peu plus en détails la mission qui emportait l'expérience STONE2. Bien entendu, la fusée Soyouz n'a pas été uniquement affrétée pour offrir un voyage dans l'espace à quelques bactéries. En fait, le but principal de la mission était de valider un nouvel étage supérieur russe baptisé Fregat. Cet étage doit servir entre autres pour le lancement de la sonde Mars Express en 2003. Plus petit que les étages supérieurs classiques, il est capable d'allumer et d'éteindre son moteur un grand nombre de fois pendant le vol, ce qui lui permet de délivrer plusieurs charges utiles sur des orbites différentes. Son moteur est basé sur le moteur des sondes russes Phobos et Mars 96. En outre, Fregat est un étage réutilisable : une fois sa mission terminée, il retourne sur Terre pour être récupéré et conditionné pour un nouveau vol.

La mission devait également servir de test pour un dispositif de rentrée atmosphérique révolutionnaire : un bouclier thermique gonflable en matière plastique ! Nommé IRDT (Inflatable Reentry and Descent Technology), il a été conçu par les Russes (NPO Lavochkin) avec l'aide d'une firme allemande (Daimler Chrysler Aerospace). Par rapport au traditionnel bouclier thermique, qui est lourd et encombrant, l'IRDT possède deux avantages : dégonflé, il n'occupe pratiquement pas de place (une fois gonflé, il mesure toutefois une bonne dizaine de mètres de diamètre), et il est en plus extrêmement léger, un argument de poids dans le milieu spatial ! De plus, le freinage assuré par l'IRDT est tellement important que les traditionnels parachutes deviennent inutiles. Juste avant l'atterrissage, un amortisseur télescopique se déploie et assure un contact tout en douceur avec le sol. Notons que les deux pénétrateurs de la mission Mars 96 aurait du déployer un dispositif similaire au moment de leur arrivée sur Mars. Le retour sur Terre du démonstrateur technologique était également assuré par un bouclier thermique gonflable, et c'est d'ailleurs sur ce bouclier que les pastilles rocheuses étaient incrustées.

La mission s'est apparemment déroulée comme prévu. Après un décollage parfait et un vol de 8 heures, le retour sur Terre a eu lieu. Les deux boucliers gonflables (celui de Fregat et celui du démonstrateur) étaient munis de plaques métalliques capables de réfléchir des ondes radios, ce qui a permis de les suivre au radar. Lorsque les boucliers se sont déployés, des échos sont apparus sur les écrans radars. De plus, pendant la phase de rentrée, le contact radio a été maintenu jusqu'à une altitude de 80 km, ou la formation d'une couche de plasma interrompt obligatoirement toute liaison radio. A une altitude de 30 km, l'étage Fregat et le démonstrateur ont éjecté des particules métalliques, ce qui a entraîné la réapparition de l'écho radar. On est donc certain que les deux engins sont arrivés au sol. Mais malgré la présence de 5 hélicoptères sur zone, les deux engins n'ont pas été localisés tout de suite. Les mauvaises conditions météorologiques qui régnaient sur le site d'atterrissage n'ont pas non plus facilité les recherches. Les deux engins finirent par être localisés, mais une mauvaise surprise attendait les équipes de recherche : suite à un incident technique, le freinage avait été moins important que prévu et la violence du choc lors de l'arrivée au sol a détruit l'émetteur radio et fortement endommagé les petites pastilles de roches collées au bouclier gonflable. Un vol riche en émotions pour nos bactéries, mais une expérience qui au final devra être recommencée ...

Le retour d'échantillons

Les météorites martiennes sont des éléments précieux pour la compréhension de la planète Mars, mais ces pierres ne sont pas suffisantes. Nous ne savons pas d'où elles proviennent, ce qui nous empêche de relier ces roches avec les observations réalisées depuis l'orbite martienne par les sondes spatiales. Nous pouvons juste déduire que nous avons, parmi toutes les météorites martiennes connues, un échantillon des hauts plateaux de l'hémisphère sud et des fragments des jeunes terrains de l'hémisphère nord. De plus, les SNC sont toutes des roches magmatiques et nous n'avons pas d'échantillons de sol ni de roches sédimentaires. Ces dernières seraient bien utiles pour étudier le rôle de l'eau sur Mars et l'atmosphère martienne. De la même manière, les roches cristallines ne sont pas des matériaux de choix pour la recherche d'une vie martienne.

Un retour d'échantillons, même s'il peut paraître redondant avec la collecte de météorites martiennes sur Terre, reste donc fondamental pour la science martienne. Il est d'autant plus essentiel que même si la composition des gaz emprisonnés dans les météorites martiennes rappelle indubitablement celle de l'atmosphère martienne, un doute subsiste toujours quant à l'origine des SNC. Paradoxalement, seul un retour d'échantillons, en nous fournissant des échantillons de référence, nous permettra de trancher. Effectivement, c'est seulement après avoir comparé les signatures isotopiques et les teneurs en éléments traces des SNC avec du matériel provenant directement de Mars que nous pourrons affirmer avec une absolue certitude que ces mystérieuses pierres viennent bel et bien de la planète rouge ...Lire

Fiches d'identité des météorites martiennes

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