Anomalies nucléosynthétiques, traceurs des réservoirs et des processus dans le disque protoplanétaire

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Composition du système solaire

La structure et la composition du système solaire actuel nous renseignent sur son évolution. Cependant notre système solaire est similaire en de nombreux aspects à d’autres disques et systèmes planétaires. Il convient donc dans un premier temps de présenter la composition des disques protoplanétaires obtenue par des observations astronomiques afin d’estimer les composants à l’origine du système solaire actuel. Les corps du système solaire et notamment les météorites provenant de la ceinture d’astéroïdes nous fournissent des instantanés de la composition du système solaire à un endroit et un temps donnés. La diversité de ces objets montre la complexité des processus dans le système solaire primitif.

Composition des disques protoplanétaires

De nombreux disques protoplanétaires ont été détectés par des télescopes, certains avec des planètes en formation, ainsi que de nombreux autres systèmes planétaires contenant des exoplanètes gazeuses et telluriques. Les matériaux à l’origine de ces disques proviennent du milieu interstellaire avant leur concentration dans les nébuleuses. La poussière du milieu interstellaire contient principalement des silicates et du carbone amorphe, auxquels s’ajoutent des carbures de silicium (SiC, 5%), des silicates cristallins (< 0.2 %) et des oxydes (< 0.2 %) (Tielens et al., 2005). Ces mesures contrastent avec la nature des poussières des disques protoplanétaires. Dans ces derniers, la part des silicates cristallins est bien plus importante et évolue radialement (Tielens et al., 2005). Les zones internes proches de l’étoile sont riches en cristaux tandis que les zones externes contiennent principalement des silicates amorphes (Van Boekel et al., 2004 ; Figure 1. 7).
Figure 1. 7 : Spectres infrarouges de la partie interne (1-2 UA) et externe (2-20 UA) du disque protoplanétaire HD 144432 autour de l’étoile Ae/Be de Herbig. Des spectres d’émission de forstérite, d’enstatite et de silicate amorphe du milieu interstellaire (ISM silicate) sont comparés pour l’identification des pics. Le spectre de la zone interne du disque est interprété comme un mélange de forstérite et d’enstatite et de silicates amorphes avec un taux de cristallinité de 55%. En revanche, le spectre de la zone externe du disque correspond principalement à des silicates amorphes (90%). Figure issue de Tielens et al. (2005).
La plupart des silicates cristallins dans les disques protoplanétaires sont des olivines et des pyroxènes, très pauvres en Fe. De plus, le disque interne est principalement composé de forstérite (rapport forstérite/enstatite ~2). Du soufre sous forme réfractaire, potentiellement FeS, a également été identifié (Kama et al., 2019). Ces minéraux sont supposés s’être formés par condensation proche de l’étoile, ce qui corrobore certaines observations de certaines inclusions réfractaires trouvées dans des météorites. On retrouve également des glaces d’eau dans les parties externes des disques qui témoignent d’évolutions thermiques différentes dans les disques.
Les observations astronomiques montrent que la poussière dans les disques protoplanétaires autour d’étoiles jeunes est composée principalement de silicates réfractaires, avec des composants volatils sous forme solide, attestant de la présence de snow lines et de zonations thermiques dans les disques. Les poussières et le gaz sont la base des corps qui s’accrèteront dans ces systèmes et le système solaire avait certainement une composition initiale très similaire.

Météorites : témoins de l’évolution du système solaire

Diversité des météorites

Les météorites sont des objets extraterrestres parvenus sur Terre après un transit plus ou moins long dans l’espace. L’immense majorité des météorites proviennent d’astéroïdes, bien que des fragments de Mars et de la Lune aient été identifiés. Les météorites sont distinguées en deux catégories suivant la nature de leur découverte, on dit qu’elles sont soit des chutes soit des trouvailles. Une chute est un fragment associé à un météore documenté et récupéré rapidement après impact. Une trouvaille correspond à toute météorite découverte après un certain temps de résidence à la surface terrestre. Ce temps est très variable, quelques années à quelques millions d’années. Certaines météorites fossiles ont également été identifiées dans des sédiments (Schmitz et al., 1996).
Les expéditions scientifiques de collecte de météorites en Antarctique depuis les années 1970 ont grandement enrichi les connaissances sur les météorites. Jusque-là cantonnée principalement à la recherche scientifique, depuis une vingtaine d’années, nous assistons à une explosion du nombre de météorites classifiées due au commerce florissant de la vente de météorites. La plupart de ces dernières sont désormais des trouvailles des déserts chauds (Figure 1. 8).
On trouve une très grande diversité de texture, de minéralogie et de composition chimique parmi les météorites, mais grand nombre d’entre elles ont des caractéristiques similaires qui permettent de les classer dans différentes catégories. Deux grands types de météorites sont identifiées avec leurs caractéristiques texturales et chimiques, les chondrites ou météorites non différenciées et les achondrites ou météorites différenciées. La différenciation consiste en la séparation du métal et du silicate dans un corps. La classification a évolué au fur et à mesure des études et des découvertes de nouvelles météorites (Figure 1. 9).
Pour les travaux de cette thèse, des chondrites et des achondrites ont été analysées. Les chondrites permettent d’étudier les composants du disque protoplanétaire et leur diversité tandis que les achondrites apportent des informations sur les processus de différenciation des planétésimaux. Afin d’alimenter les discussions sur les chapitres suivants, les chondrites et leurs composants principaux sont présentés succinctement. De la même manière, la diversité des achondrites et un état des connaissances sur les croûtes des planétésimaux est exposé.

Chondrites

Les chondrites sont les météorites non différenciées et contiennent des silicates et du métal ainsi que des sulfures et d’autres phases accessoires. En outre, elles sont caractérisées par une texture très particulière. Elles sont composées d’objets sphériques appelées chondres et d’une matrice très fine. Les chondrites regroupent un ensemble d’objets très différents et sont subdivisées en plusieurs classes.
La classification actuelle repose principalement sur des travaux de Van Schmus et Wood (1967) qui se sont basés sur de nombreux travaux des années 1950 et 1960 desquels on peut notamment citer Urey et Craig (1953) et Mason (1962). La classification de Van Schmus et Wood est basée sur une approche en deux dimensions, chimique d’une part et minéralogique et texturale d’autre part. Les caractéristiques chimiques reflètent des environnements de formation différents tandis que les caractéristiques minéralogiques et texturales reflètent plus l’altération et le métamorphisme. On compte ainsi trois principaux groupes, les chondrites carbonées, les chondrites ordinaires et les chondrites à enstatite. Six types pétrologiques (voir sept en considérant la fusion partielle) ont été établis et caractérisent le degré d’altération hydrothermale de 1 à 3 et le métamorphisme de haute température de 3 à 6 voir pour certains groupes 7. Le type pétrologique 3 correspond à une roche très peu altérée et dont les caractéristiques restent primitives. Adossé à cette classification existent deux autres systèmes permettant de déterminer le degré de choc subi par les météorites (Stöfler et al., 1991) et l’altération terrestre (Gooding 1989 ; Wlotzka, 1993).
Les chondrites sont composées de chondres, de matrice ainsi que d’inclusions réfractaires. L’abondance de ces composants est variable suivant les classes (Tableau 1. 1). De manière générale, les chondrites carbonées sont plus riches en matrice et en inclusions réfractaires que les autres chondrites. Les inclusions réfractaires sont relativement rares et de petite taille dans les chondrites ordinaires et carbonées. Le diamètre des chondres est également caractéristique pour certains groupes, notamment entre les chondrites à enstatite et les chondrites ordinaires.

Inclusions réfractaires

Les inclusions réfractaires sont composées de minéraux très réfractaires formés au début de la séquence de condensation à partir d’un gaz de composition solaire à faible pression (MacPherson et al., 2014). De même que pour les chondres, les inclusions réfractaires sont extrêmement variées et ont été le sujet d’un très grand nombre d’études. Les plus communes sont les inclusions riches en Ca et Al (CAI), qui sont soit finement cristallisées soit grossièrement cristallisées. Les premières correspondent à des matériaux très primitifs formés par interaction entre un solide et un gaz par condensation, les secondes à un épisode de fusion à partir d’un précurseur de nature similaire. La formation des CAI par condensation implique une origine ancienne et proche de l’étoile dans un gaz à haute température. Les CAI trouvées dans les chondrites ordinaires et à enstatite sont de petite taille mais ont des compositions très similaires à celles des chondrites carbonées (Russell et al., 1996 ; McKeegan et al., 1998 ; Fagan et al., 2000, 2001 ; Guan et al., 2000a,b). Les « Ameboid Olivine Aggregates » (AOA) sont un autre type d’inclusions réfractaires principalement composées de forstérite et de matériaux réfractaires de type CAI (Krot et al., 2004). Les olivines réfractaires se trouvent également isolées dans la matrice des chondrites ou sous la forme de relique dans des chondres.
La nature réfractaire de ces objets ainsi que leur présence dans des chondrites formées dans des environnement très différents suggère un transport à grande échelle et un stockage dans le disque protoplanétaire externe. L’abondance des CAI dans les chondrites carbonées (Tableau 1. 1), formées dans les zones externes du système solaire, est paradoxale et influence considérablement leur composition d’ensemble.

Le cas des chondrites à enstatite

Une partie de la thèse s’intéresse tout particulièrement aux chondrites à enstatite. En effet, ces chondrites se sont formées dans des conditions très réduites et plusieurs études suggèrent que la Terre s’est formée à partir de matériel de cette composition (e.g. Javoy, 1995 ; Dauphas et al., 2014). Les chondrites à enstatite ont une minéralogie très singulière qui reflète leur environnement de formation.
Les deux sous-groupes sont déterminés par leur abondance en métal et en éléments sidérophiles, les EH étant plus riches en Fe que les EL, la présence de MgS (niningérite) dans les EH et de MnS (alabandite) dans les EL ainsi que la teneur en Si dans le métal (> 2 % pds. dans les EH). Weyrauch et al. (2018) ont proposé une classification alternative avec la subdivision en EHa, EHb, ELa et ELb en considérant la composition chimique des sulfures et du métal. De manière générale, les chondrites EH sont moins métamorphisées que les chondrites EL. La plupart des EH sont de types pétrologiques 4 ou 5, avec quelques météorites de types 3 à 6. En revanche, les chondrites de type EL sont principalement des EL6 avec quelques exceptions de types 3, 4 et 5. Les chondrites EH ont également des chondres de plus petite taille que les EL (Tableau 1. 1 ; Schneider et al., 2002).
Les chondrites à enstatite contiennent des nodules de métal et de sulfures caractéristiques, de différente nature entre les deux sous-groupes. Les nodules de métal et sulfures des chondrites de type EH sont composés de kamacite (FeNi), de troilite (FeS), de schreibersite ((Fe,Ni)3P), d’oldhamite (CaS) ainsi que d’autres sulfures et quelques silicates. Leur composition chimique en éléments majeurs et traces porte une signature de condensation pour la plupart de ces phases, notamment la kamacite, l’oldhamite et la schreibersite (Larimer et Bartholomay, 1979 ; Lodders et Fegley, 1993 ; Lehner et al., 2010 ; Gannoun et al., 2011). Les nodules de métal et sulfures dans les EL3 ont une texture très différente et contiennent de nombreux cristaux d’enstatite. La formation de ces nodules est très débattue, certains auteurs proposent une origine par condensation avec notamment la présence de graphite et d’autres minéraux avec des signatures de condensation (El Goresy et al., 2017). D’autres, se basant principalement sur la composition en éléments traces des minéraux proposent que ces objets ne sont pas primaires et ont subi une étape de fusion (Van Niekerk et Keil, 2011 ; Horstmann et al., 2014).
L’origine des chondrites à enstatite de type EL3 est donc peu contrainte et malgré une texture primitive suggérant un faible degré de métamorphisme, il est possible qu’elles aient subi un événement de fusion notamment par impact comme l’ont suggéré Van Niekerk et Keil (2011). Concernant les oldhamites, qui portent entre 50 et 80 % du budget des terres rares dans les chondrites à enstatite, les concentrations en REE sont très différentes entre les EH3 et les EL3 (El Goresy et al., 2017) ce qui suggère des histoires différentes.
Figure 1. 10 : Images au microscope électronique à balayage en électrons rétrodiffusés des chondrites de type EH3 et EL3. A) Chondrite de type EH3, Sahara 97072. L’image est centrée sur un nodule de métal et sulfures, on distingue également des chondres de petite taille en nuances sombres car principalement constitués d’enstatite. Enst : enstatite ; Kam : kamacite ; Tr : troilite ; Old : oldhamite ; Nin : niningérite ; Djer : djerfischerite. Figure issue de Gannoun et al. (2011). B) Chondrite de type EL3, PCA 91020. Le métal, phase la plus claire, est associé à des baguettes d’enstatite et des sulfures et possède une texture très différente des chondrites de type EH3. Figure issue de Van Niekerk et Keil (2011).

Caractérisation cosmochimique des réservoirs chondritiques

En dehors de la présence de chondres, les chondrites sont des objets extrêmement différents. Leur composition chimique a été étudiée très extensivement et est aujourd’hui la base de leur distinction en différentes classes. Les chondrites de type CI attirent tout particulièrement l’attention grâce à une composition chimique très proche de celle de la photosphère solaire, sauf pour certains éléments comme l’hydrogène, les gaz rares et dans une moindre mesure le carbone, l’azote et l’oxygène (Figure 1. 11). Ainsi, la composition chimique du système solaire peut être approximée à la composition des CI pour la plupart des éléments et les compositions des météorites peuvent être directement comparées à cette référence.
Il existe des variations de composition entre les chondrites qui sont le reflet de processus nébulaires ou planétaires. Les chondrites carbonées ont des concentrations en éléments réfractaires égale ou plus élevées que les chondrites de type CI, tandis que les autres chondrites sont appauvries en ces éléments comparé aux CI. Cependant toutes les chondrites sont appauvries en éléments modérément volatils et volatils par rapport aux CI. Différents degrés d’appauvrissement sont observés dans les chondrites carbonées (Braukmüller et al., 2019), les CM étant moins appauvries que les autres groupes par exemple. Cette tendance à l’appauvrissement en éléments volatiles coïncide avec l’importance de l’altération aqueuse dans les groupes de chondrites carbonées, à l’absence de ce type d’altération dans les autres groupes et aux effets du métamorphisme thermique.

Nature des enveloppes externes des planétésimaux

Les achondrites différenciées rocheuses sont des échantillons précieux pour étudier la différenciation crustale des planétésimaux. Les diogénites, les aubrites et les ureilites sont principalement composées d’orthopyroxène et sont interprétées comme des roches mantelliques de type restites (Error! Reference source not found.). Les angrites et les eucrites représentent des échantillons crustaux et sont de composition basaltique. Les angrites sont des météorites relativement rares, au nombre de 35 dont un certain nombre sont appariées (Meteoritical Bulletin Database, septembre 2020), et sont divisées en deux groupes, plutoniques et volcaniques qui représentent deux évolutions ignées différentes (Keil, 2012). De la même manière que les angrites, les eucrites sont des échantillons formés à différentes profondeurs (cumulatives et non cumulatives). Les howardites sont des fragments de régolithe composés d’eucrite et de diogénite, attestant de l’origine commune de ces météorites. Les howardites-eucrites-diogénites ou HED sont les météorites différenciées les plus communes qui représentent la majorité des achondrites. Les analyses spectroscopiques de la sonde Dawn sur l’astéroïde 4 Vesta suggèrent que les HED proviendraient de cet astéroïde (McSween et al., 2013).
La composition des achondrites révèle des environnements de formation très différents avec en particulier une large gamme de fugacités d’oxygène. Les aubrites sont les achondrites les plus réduites avec des conditions redox similaires aux chondrites à enstatite et une minéralogie caractéristique riche en enstatite avec des grains de métal et des sulfures (Brett et Sato, 1984 ; Keil, 1989). Les autres achondrites se sont formées dans des conditions plus oxydées, entre le tampon fer-wustite (IW) à -3 unités log en dessous de celui-ci, exception faite des angrites entre 1 et 2 unités log au dessus du tampon IW (Wadhwa, 2008 ; Cartier et Wood, 2019). Les corps planétaires (incluant les achondrites) sont appauvris en éléments modérément volatils (Figure 1. 13). Cette tendance peut refléter des variations dans le disque protoplanétaire liées à des processus nébulaires, un dégazage de l’océan magmatique ou lors de la fusion partielle (Allègre et al., 2001 ; Davis, 2006 ; Luck et al., 2005 ; Mittlefehdlt, 2014 ; Halliday, 2014 ; Collinet et Grove, 2020a). magmatiques. Ce diagramme montre l’appauvrissement des corps planétaires en éléments modérément volatils. Figure issue de Halliday (2014).
La différenciation crustale n’est pas un phénomène commun dans ces corps, les roches les plus évoluées étant des basaltes (eucrites et angrites). Des inclusions granitiques ont néanmoins été observées dans des brèches de type régolithe dans les chondrites ordinaires et les ureilites mais ces roches évoluées ne sont pas communes et ne sont pas des roches de type continental (Bonin, 2012 ; Beard et al., 2015). Depuis les années 1970, d’abord avec les campagnes de recherche de météorites en Antarctique, puis depuis les années 2000 avec le commerce des météorites trouvées dans les déserts chauds et notamment le Sahara, de nouvelles achondrites uniques ont été découvertes. En premier lieu, les achondrites appariées Graves Nunataks (GRA) 06128 et GRA 06129 ont démontré l’existence de roches évoluées très riches en éléments alcalins (Day et al., 2009 ; Shearer et al., 2008). L’inclusion ALM-A retrouvée dans la brèche polymicte ureilitique (Bischoff et al., 2014) et NWA 11119 (Srinivasan et al., 2018) étendent la gamme des météorites différentiées avec une composition trachy-andésitique et andésitique, respectivement. Ces météorites évoluées sont extrêmement rares et ne représentent pas des processus de différentiation intracrustale mais sont issues de la fusion partielle de compositions chondritiques à basse pression (Bischoff et al., 2014 ; Srinivasan et al., 2018 ; Collinet et al., 2020). Les achondrites non-groupées, basaltiques ou plus évoluées, ouvrent la voie à de nouvelles découvertes quant à la nature des croûtes ainsi qu’aux processus de différenciation des planétésimaux.

Sidérites et lithosidérites : vestiges des noyaux des planétésimaux et de collisions catastrophiques

Les noyaux métalliques des planétésimaux font également partie de nos collections de météorites avec les météorites riches en métal. Les météorites de fer sont subdivisées en de nombreux groupes identifiés par leur composition chimique. Certaines météorites de fer contiennent des inclusions silicatées comme les IAB-IIICD et les IIE et ne sont de fait pas considérées comme « magmatiques », c’est-à-dire ayant cristallisé à partir d’un liquide. Les météorites de fer magmatiques ont cristallisé à partir d’un liquide métallique plus ou moins riche en métal, à différents taux de refroidissement entre 60 et 6600 °C/Ma (Goldstein et al., 2009). Les corps parents des météorites de fer étaient de petite taille, entre quelques kilomètres et une centaine de kilomètres de diamètre (Chabot et Haack, 2006). Les conditions rédox des corps parents n’est pas bien contrainte et quelques études donnent une large gamme de fugacités d’oxygène. Certaines météorites de fer se sont formées dans des conditions relativement réduites comme les IAB (-3.2 < ∆IW < -2.3 ; Benedix et al., 2005) ou des conditions relativement oxydées comme les IVA (∆IW = -0.95 ± 0.15 ; Bonnand et Halliday, 2018).
Les lithosidérites sont caractérisées par une part environ égale de silicates et de métal. Les pallasites contiennent principalement des cristaux d’olivine parfois de taille centimétrique, du métal et des sulfures tandis que les mésosidérites présentent une texture complexe et bréchique avec du métal et des fragments de roches magmatiques ultramafiques à mafiques (Mittlefehldt et al., 1998). Les pallasites seraient soit des échantillons de la limite manteau-noyau, soit le résultat d’un impact et mélange de liquide métallique dans le manteau, voire liées à du ferrovolcanisme (Walte et al., 2020 ; Johnson et al., 2020). Les mésosidérites ont également une origine débattue, également en lien avec des impacts afin de mélanger des lithologies de surface avec un liquide métallique (Haba et al., 2019).
L’existence de météorites issues des noyaux des planétésimaux illustre la violence des collisions entre les planétésimaux. En dehors des mésosidérites dont l’origine serait l’astéroïde 4 Vesta au même titre que les HED, les météorites de fer n’ont pas été reliées à d’autres types de météorites sans équivoque. Certaines météorites de fer ont ont été rapprochées des chondrites ordinaires sur la base de leur composition isotopique en O mais le lien n’est pas avéré (Goldstein et al., 2009). Surtout, les achondrites ne sont pas associées aux météorites de fer et ne sont donc pas complémentaires. Ces liens manquants sont peut-être des biais d’échantillonnage mais posent la question de la préservation des enveloppes silicatées et notamment les croûtes des planétésimaux, moins résistantes que les fragments des noyaux métalliques (Bottke et al., 2006).

Chronologie du disque protoplanétaire

Les chondrites ont une composition chimique plutôt homogène, relativement proche de la composition du Soleil, qui représente 98 % de la masse du système solaire. Ainsi, elles ont été considérées comme les briques élémentaires des planétésimaux et planètes, corroboré par la présence de chondres reliques dans les achondrites primitives comme les acapulcoïtes (Schrader et al., 2017). Cependant l’histoire thermique des corps contredit ce lien génétique, du fait de la faible abondance des radionucléides de courte vie comme 26Al et de la formation relativement tardive des chondres. Les datations précises bouleversent la conception du disque protoplanétaire traditionnelle et remettent en cause les modèles d’évolution des planétésimaux.
Plusieurs systématiques radioactives permettent de dater de manière absolue ou relative la formation des météorites et de leurs composants (Tableau 1. 2). Les systèmes de longue vie, dont l’isotope radioactif est toujours présent aujourd’hui, donnent un âge absolu. Il s’agit des systématiques 40K-40Ca-40Ar, 87Rb-87Sr, 147Sm-143Nd, 176Lu-176Hf, 187Re-187Os, 190Pt-186Os et 235,238U-207,206Pb. De nombreuses systématiques de courte vie sont applicables au système solaire primitif. Les systématiques les plus utilisées dans la datation des météorites et leurs composants sont 26Al-26Mg, 53Mn-53Cr, 129I-129Xe, 146Sm-142Nd et 182Hf-182W. Les systèmes de courte vie requièrent un ancrage à un objet calibré avec un système de longue vie pour pouvoir donner un âge, qui est ainsi relatif.

Table des matières

Introduction
Chapitre 1 : Évolution et composition du disque protoplanétaire
1. Formation et dynamique du disque protoplanétaire
1.1 Formation d’un disque protoplanétaire
1.2 Accrétion : de la poussière aux planètes
1.3 Structure du système solaire
2. Composition du système solaire
2.1 Composition des disques protoplanétaires
2.2 Météorites : témoins de l’évolution du système solaire
2.2.1 Diversité des météorites
2.2.2 Chondrites
2.2.3 Caractérisation cosmochimique des réservoirs chondritiques
2.2.4 Achondrites
3. Chronologie du disque protoplanétaire
3.1 Les CAI, premiers solides du système solaire
3.2 L’âge des chondres
3.3 Formation précoce des planétésimaux
Chapitre 2 : Anomalies nucléosynthétiques, traceurs des réservoirs et des processus dans le disque protoplanétaire
1. Nucléosynthèse
1.1 Principes de la nucléosynthèse
1.2 Dynamique isotopique héritée de la nucléosynthèse
1.2.1 Néodyme et samarium
1.2.2 Chrome
2. Phases porteuses des anomalies nucléosynthétiques dans les chondrites
2.1 Hétérogénéités isotopiques dans les chondrites
2.2 Nature des grains présolaires
2.3 Composition isotopique des grains présolaires en Cr et REE
3. Structure et évolution du système solaire vues par les anomalies nucléosynthétiques
3.1 Hétérogénéités dans le disque protoplanétaire
3.2 Dichotomie entre les météorites carbonées et non-carbonées
4. Contraintes sur les briques élémentaires de la Terre
5. Origine nucléosynthétique ou radiogénique du 142Nd terrestre ?
6. Objectifs et études composant cette thèse
Chapitre 3 : Méthodes
1. Préparation et dissolution des échantillons
1.1 Préparation des échantillons
1.2 Dissolution des échantillons
1.3 Réactifs
2. Séparation chimique des éléments
2.1 Généralités
2.1.1 Historique de la chromatographie
2.1.2 Chromatographie échangeuse d’ions
2.1.3 Les résines spécifiques appliquées aux REE
2.2 Protocoles de séparation
2.2.1 Séparation du Fe et du Mo de la matrice
2.2.2 Séparation des REE de la matrice
2.2.3 Séparation du Cr
2.2.4 Séparation du Ce4+ des REE
2.2.5 Purification de la fraction REE après séparation du Ce4+
2.2.6 Séparation du Nd et Sm
3. Analyse par spectrométrie de masse
3.1 Développement de l’analyse géochimique par spectrométrie de masse
3.2 Instruments utilisés dans cette étude
3.2.1 Spectromètre de masse à thermo-ionisation (TIMS)
3.2.2 Spectromètre de masse à plasma à couplage inductif (ICP-MS)
3.2.3 Calcul d’un rapport isotopique et corrections
3.3 Protocoles d’analyse
3.3.1 Analyse de la composition en éléments traces par ICP-MS
3.3.2 Analyse de la composition isotopique du Nd par TIMS
3.3.3 Analyse de la composition isotopique du Sm par TIMS
3.3.4 Analyse en mode statique des petites quantités de Nd et Sm avec les amplificateurs 1013 Ω
3.3.5 Analyse de la composition isotopique du Cr par TIMS
3.3.6 Analyse par dilution isotopique des systèmes Sm-Nd par MC-ICP-MS
Chapitre 4 : Composition hétérogène des matériaux du disque protoplanétaire
1. Résumé de l’étude
1. Introduction
2. Methods
2.1 Sample preparation and separation
2.2 Leaching procedure
2.3 REE separation
2.4 REE isotope analysis
3. Results
3.1 Trace elements distribution in leachates and separates
3.2 Nd isotope compositions
3.3 Sm isotope compositions
4. Discussion
4.1 Rare-Earth Elements in enstatite chondrite leachates
4.2 Nucleosynthetic contributors to the Nd and Sm isotope composition
4.3 Radiogenic contribution for 142Nd
4.4 p-process contribution
5. Conclusions
2. Perspectives
Chapitre 5 : Hétérogénéités nucléosynthétiques en Cr dans les chondrites non-carbonées 
1. Introduction
2. Méthodes
3. Résultats
4. Discussion
4.1 Évaluation des artéfacts analytiques et de l’effet du rayonnement cosmique
4.2 Contraintes temporelles avec les leachates de chondrites non-équilibrées ?
4.3 Hétérogénéités dans les chondrites ordinaires
4.4 Causes des faibles variations en ε54Cr dans les chondrites à enstatite
5. Conclusion
6. Perspectives
Chapitre 6 : Évolution de la composition du disque protoplanétaire interne
1. Résumé de l’étude
Evidence from achondrites for a temporal change in the Nd nucleosynthetic anomalies within the first 1.5 million years of the inner solar system formation
2. Perspectives
Chapitre 7 : Nature des enveloppes externes des planétésimaux précoces
1. Résumé de l’étude
Evidence for anorthositic crust formed on an inner solar system planetesimal
2. Perspectives
Conclusions et perspectives
Bibliographie

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