Étude de l'accrétion des premiers solides de notre système solaire par microscopie électronique avancée

Les chondrites primitives sont les témoins de l’accrétion des astéroïdes. Elles sont constituées de composants de haute température (principalement des chondres de taille ~ 50 µm-1 mm) et d’une matrice fine interstitielle, riche en éléments volatils, tels que l’eau et la matière organique. Les couronnes à grains fins se situent à l’interface entre les chondres et la matrice et sont porteuses d’informations essentielles sur l’accrétion et la formation des astéroïdes. Pourtant, les études réalisées jusqu’ici n’ont pas permis de révéler l’origine des différences entre couronnes et matrice. Ceci est lié d’une part à la faible taille de grain et à l’hétérogénéité de ces assemblages qui les rendent difficiles à analyser, et d’autre part aux processus corps parents (altération aqueuse, métamorphisme) qui les ont modifiés par la suite. Cette thèse a donc pour objectif de (1) développer une méthodologie analytique quantitative pour l’étude des assemblages hétérogènes submicrométriques basée sur la microscopie électronique et couplée à des procédures de traitement de données hyperspectrales ; (2) réaliser une étude comparative des couronnes à grains fins et de la matrice adjacente dans les météorites les plus primitives (faible altération/métamorphisme ; Paris, Semarkona, DOM 08006 et QUE 99177); (3) proposer un scénario de formation pour les couronnes des chondres et apporter des nouvelles contraintes sur les premières étapes de l’accrétion des solides dans le disque proto-planétaire. La comparaison multi-échelle matrice/couronnes et l’utilisation des abondances modales des phases, de leurs morphologies et de leurs compositions chimiques nous ont permis de contraindre la nature des précurseurs accrétés dans les chondrites et de remonter aux processus secondaires les ayant modifiés. Nous montrons que la poussière silicatée du disque se situant dans l’environnement proche de la région de formation des chondres a été thermiquement modifiée et compactée à la surface des chondres avant d’être incorporée avec le reste de la matrice pour former les premiers astéroïdes. Nous en concluons que cette étape est à l’origine des différences entre couronnes et matrice. Ces résultats pourraient permettre de faire le lien entre les observations pétrographiques et les modèles astrophysiques de l’accrétion des premiers astéroïdes.