Academic literature on the topic 'Météorites martiennes – Composition chimique'

Les éléments volatils comme l’hydrogène et l’azote contrôlent l'évolution des corps planétaires et de leurs atmosphères, et sont des éléments essentiels au développement de la vie sur Terre. Néanmoins, l'origine des éléments volatils et la chronologie de leur accrétion par les planètes telluriques formées au sein du système solaire interne restent un sujet de débat et de controverse en sciences planétaires. Pour répondre à ces questions, les rapports isotopiques de l'hydrogène (D/H) et de l'azote (15N/14N) sont des outils puissants pour tracer l'origine (solaire, chondritique ou cométaire) des éléments volatils piégés par les planètes telluriques. Pour contraindre l’origine(s) des éléments volatils piégés par les planètes rocheuses, nous avons donc mesuré les teneurs et les compositions isotopiques de l’hydrogène et de l’azote par microsonde ionique (LGSIMS) dans des achondrites (angrites, météorites maritennes et aubrites) qui proviennent d’astéroïdes différenciés ou de planètes qui sont considérés s’être formés dans le système solaire interne. Ces météorites conservent un enregistrement des étapes initiales de la formation de leurs corps parents et peuvent imposer des contraintes quant à l’évolution précoce des éléments volatils planétaires. L'analyse in-situ par SIMS est une technique quasi-non-destructive, qui permet de mesurer la teneur et la composition isotopique des éléments volatils de différentes phases dans des échantillons terrestres, extraterrestres et synthétiques. Le développement récent du protocole d'analyse de l'azote dans les échantillons silicatés par sonde ionique nous permet de caractériser des objets de la taille d’une dizaine de microns, tels que des inclusions vitreuses. Au cours de cette thèse, les éléments volatils ont été mesurés dans des inclusions magmatiques piégées dans des minéraux et dans les verres interstitiels. Bien que l’analyse de l’azote dans des aubrites n’a pas pu aboutir, les analyses réalisées sur des météorites martiennes et des angrites ont permis de mettre en évidence la présence de quantité importante d’eau et d’azote au sein de ces météorites et de leurs corps parent. En particulier, l’étude des angrites et plus précisément de la météorite D’Orbigny nous a permis de mettre en évidence la présence d’eau et d’azote ayant des compositions isotopiques similaires à celles des météorites primitives formées dans le système solaire externe (i.e., chondrites carbonées de type CM). Ces résultats impliquent que ces éléments volatils étaient présents ~4 millions d’années après la formation des CAIs (i.e., premiers solides à se former dans le système solaire) dans le système solaire interne et ont pu être piégés par les planètes telluriques lors de leur formation. De plus, l’analyses des météorites martiennes et plus particulièrement de Chassigny a révélé la présence d’azote ayant une composition isotopique enrichie en 15N comparée aux chondrites à enstatite et aux diamants terr estres qui sont supposés représenter la valeur la plus primitive de l’azote sur Terre
Volatile elements such as hydrogen and nitrogen control the evolution of planetary bodies and their atmospheres, and are essential elements for the development of life on Earth. Nevertheless, the origin of volatile elements and the timing of their accretion by terrestrial planets formed in the inner solar system remains a subject of debate and controversy in planetary science. To answer these questions, the isotopic ratios of hydrogen (D/H) and nitrogen (15N/14N) are powerful tools to trace the origin (solar, chondritic or cometary) of volatile elements trapped in planetary bodies. Therefore, to constrain the source(s) of volatile elements trapped in rocky planets, we analyzed hydrogen and nitrogen contents and isotopic compositions by ion microprobe (LGSIMS) in achondrites that originate from asteroids or from planets that are assumed to have formed in the inner solar system. These meteorites preserve a record of the initial stages of the formation of their parent bodies and can constrain the early evolution of planetary volatile elements. In-situ analysis by SIMS is a quasi-non-destructive technique, which permits to measure the abundance and the isotopic composition of volatile elements of different phases in terrestrial, extraterrestrial and synthetic samples. The recent development of the protocol of nitrogen analysis in silicate samples by ion probe allows us to target tens of micron- sized objects (i.e., glassy melt inclusions). Volatile elements were measured in melt inclusions trapped in minerals and in interstitial glasses. Although the analysis of nitrogen in aubrites was unsuccessful, the analysis performed on Martian meteorites and angrites revealed the presence of a large amount of water and nitrogen within these meteorites. In particular, the study of angrites and more precisely the meteorite D'Orbigny allowed us to highlight the presence of water and nitrogen having isotopic composition similar to those of the primitive meteorites formed in the outer solar system (i.e., CM-like carbonaceous chondrites). These results imply that these volatile elements must have been present in the inner solar system within the first ~4 Ma after CAI formation (i.e., the first solids to form in the solar system) and may have been trapped by the terrestrial planets during their formation. Furthermore, the analysis of Martian meteorites and more particularly of Chassigny revealed the presence of nitrogen with an isotopic composition enriched in 15N compared to enstatite chondrites and terrestrial diamonds which are believed to record the most primitive value of nitrogen on Earth

Un modele de la structure interne de mars est propose. La composition chimique globale est obtenue en identifiant le melange chondritique satisfaisant la signature en isotopes de l'oxygene des meteorites martiennes. Le modele physique associe inclut tailles du noyau, du manteau, leur profil de pression et de densite. Les caracteristiques de mars qui en decoulent sont un manteau riche en fer (mg = 0. 7-0. 8) avec un mode mineralogique domine par le pyroxene/majorite, et une teneur en soufre du noyau elevee (17%). Ces resultats ont implique la mesure des equations d'etat des materiaux relevants de l'interieur de mars : majorites riches en fer et alliages liquides fe-s. Des experiences d'absorption et de diffraction de rayons x ont ete menees sur les liquides metalliques a haute pression et haute temperature (6 gpa2300 k). On montre ainsi que le soufre diminue le module d'incompressibilite du fer liquide de 2. 5 gpa/poids% (pour s<20%). Les fonctions de distribution radiale du fer liquide calculees a partir des spectres de diffraction x montrent qu'une structuration du liquide apparait avec la mise sous pression. Elle s'apparente d'abord a celle du fer bcc, puis a un melange de fer bcc et de fer fcc quand la pression augmente ; elle evolue de meme avec la temperature. Si l'alliage fe17%si se comporte de facon tres proche du fer pur, l'alliage fe27%s est au contraire beaucoup moins structure, ce qui peut expliquer la forte compressibilite observee dans les alliages fes. L'etude des alliages de fer liquide releve aussi de celle du noyau externe terrestre, de celui des satellites galileens et de leur differenciation ; les implications geophysiques de nos mesures sont discutees. Une etude preliminaire a ete conduite sur les isotopes du zirconium dans des meteorites martiennes et chondritiques. Plusieurs anomalies de 92zr (issu du 92nb, demi-vie de 35 ma) ont ete mesurees dans des chondrites demontrant le fractionnement zr/nb lors de leur formation.

Les météorites de Fer sont généralement considérées comme étant des débris des noyaux de planétésimaux différenciés. Il existe pourtant des incertitudes concernant la formation de ces météorites de Fer. Un des outils que l’on peut utiliser afin de confirmer ou d’infirmer différentes hypothèses est le rapport isotopique de l’Hydrogène. En effet, le rapport isotopique de l’Hydrogène est très différent selon l’espèce porteuse de cet Hydrogène et selon les processus subis par le corps parent. Le rapport isotopique et les concentrations en Hydrogène ont été mesurés dans plusieurs météorites de Fer avec une sonde ionique IMS 3f. Les rapports isotopiques de l’Hydrogène varient de 93 ± 9 à 126 ± 11 x10-6 pour des concentrations variant de 0,5 ± 0,1 ppb à 120 ± 130 ppb. Deux groupes se distinguent lorsque l’on considère les concentrations : les météorites de Fer magmatiques contiennent très peu d’Hydrogène alors que les météorites de Fer non-magmatiques sont les plus riches en Hydrogène
Irons meteorites are generally considered as remains of differentiated planetesimal cores. Yet, there are still some uncertainties regarding their formation. One proxy that could be used to confirm or not the different hypothesis regarding the formation of Iron meteorites is the Hydrogen isotopic ratio. Indeed, the Hydrogen isotopic ratio varies according to the bearing species and the process that had happened on the parent bodies. The Hydrogen isotopic ratio, as well as its concentration, have been measured in several Iron meteorites using an ion microprobe IMS 3f. Hydrogen isotopic ratios vary from 93 ± 9 to 126 ± 11 x10-6, while the concentrations vary from 0,5 ± 0,1 ppb to 120 ± 130 ppb. Two groups can be distinguished in regard of the concentrations. The magmatic irons have a very low H content while the non-magmatic irons are systematically richer in H

Les conditions de formation et d'agglomération des solides du système solaire sont encore relativement mal comprises. Les chondrites sont des fragments d'astéroïdes ayant conservés leurs caractères primitifs et permettent donc d'étudier ces processus. Ces météorites sont constituées de chondres, d'inclusions réfractaires et de billes de métal qui sont cimentés par une matrice à grain fin. Lors de cette thèse, je me suis concentré sur trois caractéristiques différentes du recyclage et de l'accrétion de la matière chondritique pour (i) déterminer le recyclage de la poussière à travers les reliques riches en Mg dans les chondres riches en Fe, (ii) déchiffrer l'origine des bordures à grains fins autour des chondres et (iii) contraindre les processus de tri aérodynamique lors de la formation des planétésimaux. Pour ce faire, j'ai suivi une triple approche impliquant observations pétrographiques, mesures géochimiques et modélisations astrophysiques. Les principaux résultats pour chaque objectif sont : I. Les reliques riches en Mg dans les chondres de type II présentent généralement des valeurs similaires à celles des olivines hôtes des chondres de type I. La composition en éléments mineurs des reliques riches en Mg tend à être pauvre en MnO et légèrement riche en CaO, similaire aux gammes de grains hôtes dans les chondres de type I. Cela implique que la plupart des reliques riches en Mg dans les chondres de type II proviennent d'une génération précédente de chondres de type I avant leurs accrétions. II. Les bordures à grains fins autour des chondres dans les chondrites carbonées CO, CM, CR et CV ont révélé une corrélation positive entre (i) l'épaisseur de la bordure et le rayon du chondrule hôte et (ii) l'abondance de chondres avec bordures et celle de la matrice à grains fins. Ces données suggèrent que les bordures ne se sont pas formées au cours de l'évolution du corps parent mais qu'elles résultent plutôt de processus nébulaires, la fréquence et l'épaisseur des bordures à grains fins étant directement liées à l'abondance de la poussière disponible dans leurs régions respectives de formation des chondres. III. Les distributions de tailles de particules dans diverses chondrites carbonées CO ont révélé que les diamètres sphériques moyens des chondres augmentent avec le degré de métamorphisme. En combinant nos résultats avec les données de la littérature, nous montrons que cette relation n'a pas été établie pendant le métamorphisme thermique post-accrétion, mais qu'elle enregistre plutôt le triage aérodynamique de la taille des particules pendant l'accrétion du ou des corps parents de CO. En modélisant la contraction autogravitante des amas de chondres, nous montrons que les processus d'accrétion ont généré un changement progressif de la taille des chondres, les plus gros étant plus concentrés au centre du ou des corps parents que les plus petits. Enfin, j'ai également exploré le rôle joué par les conditions météorologiques et géologiques du désert de l'Atacama sur l'accumulation et la préservation des météorites. Nos résultats montrent que les conditions climatiques et géologiques locales affectent l'accumulation et la préservation des météorites. Une comparaison avec les données d'altération obtenues dans d'autres déserts froids et chauds indique que les chondrites de l'Atacama présentent une altération similaire aux météorites collectées en Antarctique (W1-2) et sont moins altérées que celles provenant d'autres déserts chauds (W2-3)
The conditions for the formation and agglomeration of solar system solids are still relatively poorly understood. Chondrites are fragments of asteroids that were never sufficiently heated to melt their constituent and thus preserve primitive grains of the materials from which they agglomerated. These meteorites are constituted by chondrules, refractory inclusions and metal beads, all cemented together by a fine-grained material. In this thesis, we focus on three different features of agglomeration of chondritic material to (i) determine dust recycling through Mg-rich relicts in Fe-rich chondrules, (ii) decipher the origin and relationship between the rimmed bearing chondrules and fine-grained matrix, and (iii) constrain the aerodynamic sorting processes of chondrules during their accretion into planetesimals. To accomplish this, I performed a triple approach involving petrographic observation, major and minor element distribution, oxygen isotopes analysis, and astrophysical modeling. The main results and conclusions for each goal are: I. Mg-rich relicts in type II chondrules generally display Δ17O values of -5‰, -2.5‰, and 2‰ for CO, CR and ordinary chondrites. These values are similar to the host olivines in type I chondrules. Minor element composition of Mg-rich relicts tends to be MnO-poor and slightly CaO-rich, similar to the ranges of host grains in type I chondrules. We conclude that most Mg-rich relicts in type II chondrules were originate from a previous generation of type I chondrules before their accretion into planetesimals. II. The fine-grained rims around chondrules in CO, CM, CR, and CV carbonaceous chondrites revealed a positive correlation between (i) rim thickness and host chondrule radius and (ii) the abundance of rimmed chondrules and that of other fine-grained matrix material. Our data suggest that rims did not form during parent-body evolution but rather resulted from nebular processes, with the frequency and thickness of fine-grained rims directly related to the abundance of available dust in their respective chondrule formation regions. III. The particle-size distributions in various CO carbonaceous chondrites revealed that the mean spherical diameters of chondrules increase with increasing metamorphic degree. Combining our results with literature data, we show that this relationship was not established during post-accretion thermal metamorphism, but instead it records aerodynamic size-sorting of particles during the accretion of the CO parent body(ies). By modeling the self-gravitating contraction of clumps of chondrules, we show that the accretion processes generated a gradual change in chondrule size, with larger chondrules being more centrally concentrated in the parent body(ies) than smaller ones. Also, we explore the meteorological and geological conditions of the Atacama Desert surface to promote the accumulation and preservation of meteorites. Our results show that the morphotectonic unit's local climatic and geological conditions affect the accumulation and conservation of meteorites. A comparison with reported weathering data from other cold and hot deserts indicates that mean terrestrial weathering of Atacama chondrites (W1-2) is similar to that Antarctic meteorite collection (W1-2) and displays less alteration than other hot deserts (W2-3)

Les météorites carbonées sont les objets les plus primitifs du système solaire. Ils contiennent jusqu'à 4 % de carbone, principalement présent sous forme de matière organique insoluble (MOI). Celle-ci contient des informations essentielles sur les processus d’organo-synthèse qui se déroulent dans le système solaire, qui sont jusqu'ici mal compris. Un modèle statistique a été récemment proposé pour la structure moléculaire de la MOI ainsi qu'une voie de synthèse possible pour le squelette hydrocarboné de cette macromolécule (Derenne et Robert, 2010). Le premier objectif de ce travail était de tester expérimentalement cette voie avec un plasma organique comme source de radicaux CHx. Ce dispositif a permis la formation de matière organique soluble et insoluble. La MOI a été analysée par les mêmes techniques que celles utilisées précédemment pour la MOI chondritique, révélant de nombreuses similitudes entre les deux matériaux et validant le mécanisme proposé. En outre, des analyses NanoSIMS ont révélé, à une résolution spatiale sub-micrométrique, de grandes variations isotopiques qui sont du même ordre de grandeur que celles observées dans la MOI chondritique. Ensuite, la source des hétéroatomes (N et O) dans la MOI a été expérimentalement étudiée en ajoutant des précurseurs contenant des heteroelements aux radicaux hydrocarbonés. En ce qui concerne l'azote, deux types de précurseurs ont été considérés : l’hexylamine comme source d'hydrures et l'azote moléculaire N2. Bien que les deux précurseurs conduisent à l'incorporation d'azote dans la MOI, les hydrures d'azote semblent être plus pertinents, d’après la nature des fonctions azotées formées. Deux types d'expériences ont été effectuées afin d'étudier la source potentielle d'oxygène dans la MOI chondritique. Elles ont été conçues pour tester les deux principaux scénarios proposés pour rendre compte de la présence d’oxygène dans la MOI chondritique : soit l’altération aqueuse sur le corps parent ou l’incorporation d’oxygène pendant l’organo- synthèse dans la nébuleuse solaire primitive. Lors de l’expérience simulant l'altération aqueuse, la composition chimique de la matière organique soluble et insoluble est en accord avec ce qui est observé dans la matière organique des météorites. En revanche, aucun élément en faveur de l'incorporation directe d’oxygène par des radicaux OH n’a pu être apporté
Carbonaceous meteorites are the most primitive objects of the solar system. They contain up to 4% of carbon, mainly occurring as insoluble organic matter (IOM). This IOM contains key information about the organo-synthesis processes taking place in the Solar System, which are so far poorly understood. A statistical model was recently proposed for the IOM molecular structure along with a possible synthesis pathway for its hydrocarbon backbone (Derenne and Robert, 2010).The first aim of this work was to test experimentally this pathway using an organic plasma as a source of CHx radicals. This device allowed the formation of both soluble and insoluble OM. The IOM was analyzed through the same techniques as those previously used for the chondritic IOM, revealing numerous similarities between both materials and thus supporting the proposed pathway. Moreover, NanoSIMS analyses revealed large isotopic variations at a sub-micrometric spatial resolution that are commensurable with those observed in chondritic IOM.Then, the source of heteroatoms (N and O) into the IOM was experimentally investigated through the addition of heteroelement-containing precursors to the hydrocarbonaceous radicals. As for nitrogen, two types of precursors were considered: hexylamine as a source of nitrogen hydrides and N2. Although both precursors led to nitrogen incorporation in the IOM, nitrogen hydrides seem to be more relevant based on the nitrogen speciation. Two types of experiments were performed to investigate the potential source of oxygen in the chondritic IOM. They were designed to address the two main scenarios proposed in the literature to account for the origin of the oxygen in the chondritic IOM: either aqueous alteration on the asteroidal parent body or O incorporation during the organo-synthesis in the primitive solar nebula. When the aqueous alteration is mimicked, the chemical composition of the SOM and IOM makes this pathway a reasonable source of the chondrite oxygen moieties. In contrast, no evidence for direct incorporation of O from OH radicals could be brought

Les inclusions réfractaires riches en calcium et en aluminium (CAIs) sont les premiers objets solides du système solaire à s'être formés. Malgré 4,568 Ga d'évolution, on peut remonter à leurs conditions de formation et dire qu'elles se sont formées à plus de 1200 °C dans des conditions très réductrices près du Soleil jeune. Les phases secondaires présentes dans les CAIs suggèrent quant à elles une formation dans des conditions plus oxydantes et/ou à plus basse température. La plupart de ces phases ont été interprétées comme provenant d'évènements tardifs. Néanmoins, une origine nébulaire de certaines phases secondaires reste débattue. L'objectif de cette thèse est de vérifier en couplant différentes techniques si certaines phases secondaires se seraient formées lors de la formation des CAIs dans la nébuleuse. Pour cela une CAI composée, nommée E101.1, provenant de la météorite CV3 réduite Efremovka a été étudiée. Cette CAI a été choisie car comportant des phases riches en FeO incluses dans des diopsides eux-mêmes inclus dans la CAI hôte. Ces phases ont été caractérisées comme de la Fe-åkermanite, des assemblages à grains fins associés à de la kirschsteinite et de la wollastonite. L'étude pétrologique et texturale de ces phases réalisée pendant cette thèse a permis de suggérer que la kirschsteinite et la wollastonite s'étaient formées dans la nébuleuse au sein de précurseurs riches en diopside et anorthite. La Fe-åkermanite résulterait de l'incorporation de ces précurseurs dans une CAI de type A partiellement fondue. Cela est cohérent avec des expériences en pétrologie expérimentale qui ont été entamées. Après avoir développé une méthode d'imagerie du rapport D/H dans des sections ultraminces de minéraux peu hydratés en NanoSIMS, les δD des différents minéraux d'E101.1 ont été mesurés. Les valeurs les plus basses jamais mesurées dans un échantillon météoritique ont ainsi été répertoriées au sein de l'anorthite avec un δD de -817 ± 185 ‰ (2σ). Cette valeur est en accord avec une formation près du Soleil jeune. Les assemblages à grains fins ont des valeurs allant jusque 1250 ± 516 ‰ (2σ). La kirschsteinite a quant à elle un δD chondritique de 163 ± 201 ‰ (2σ). Les valeurs élevées ont été attribuées, en accord avec les observations pétrologiques, à la capture des xénolithes. La kirschsteinite et la wollastonite se sont donc formées dans la nébuleuse dans un réservoir avec une composition isotopique en H chondritique. Cela signifie que le D/H de l'eau dans la nébuleuse serait passé d'une valeur solaire à une valeur presque terrestre en quelques centaines de milliers d'années maximum. Ces approches complémentaires nous ont ainsi permis de montrer la présence de phases d’altération nébulaires dans une CAI et qu’un épisode oxydant non prédit par la thermodynamique a eu lieu dans la nébuleuse
Calcium and aluminium-rich inclusions (CAIs) are the first solid objects formed in the solar system 4.568 Ga ago. We can estimate that they formed at a temperature higher than 1200 °C in very reducing conditions near the young Sun. In contrast, secondary phases found in CAIs suggest oxidizing and/or low temperature conditions. Most of these phases were interpreted as formed lately. However, a nebular origin of some secondary phases is still debated. The purpose of the thesis is to test if some secondary phases could have formed during CAI formation in the nebula using coupled different techniques. A compound CAI, named E101.1, from the CV3 reduced chondritic meteorite Efremovka was studied. This CAI is relevant for the study because it contains FeO-rich phases enclosed in diopside enclosed itself in the host CAI. These phases were characterized as Fe-åkermanite, kirschsteinite, fine-grained assemblage associated with wollastonite. The petrologic and textural study of these phases carried out during the thesis suggests that kirschsteinite and wollastonite formed in the nebula within an anorthite and diopside-rich precursors. Fe-åkermanite likely crystallized during the precursor incorporation into the partially melted host CAI. This is consistent with the first results of petrologic experiments that were initiated. After developping NanoSIMS imaging of D/H ratio on FIB (Focused Ion Beam) sections in weakly hydrated minerals, the δD of E101.1 minerals were measured. The lowest values ever measured in a meteoritic sample were found in anorhite with a δD of -817 ± 185 ‰ (2σ). This value is consistent with a formation near the young Sun. The fine-grained assemblage has high δD values up to 1250 ± 516 ‰ (2σ). Kirschsteinite has chondritic δD value: 163 ± 201 ‰ (2σ). The high values were attributed to evaporation during the xenolith capture in agreement with petrologic obervations which implies that kirschsteinite and wollastonite formed in the nebula in a reservoir with a chondritic H isotopic composition. This means that the D/H ratio of the nebula water passed from a solar value to a nearly terrestrial value in several hundred thousand years maximum. These complementary approaches hence showed the presence of nebular alteration phases in a CAI and that a non-predicted thermodynamical oxidizing event occured in the nebula

L'origine de la matière organique insoluble des météorites et des gaz rares associés est très mal comprise. Des expériences ont été effectuées lors de cette thèse afin de mieux cerner les environnements plausibles de formation. L'adsorption physique basse pression permet de reproduire les abondances et le fractionnement élémentaire des gaz rares pour un intervalle de température de 80-100 K mais ne permet pas de rendre compte de la forte rétention des gaz rares dans la matière organique. De plus, les phénomènes d'adsoprtion n'induisent pas un fractionnement isotopique mesurable. Une expérience de solvatation sur la matière organique insoluble d'Orgueil (CI) révèle le piégeage dans le volume des gaz rares P1. Ces résultats suggèrent un piégeage d'origine mécanique de ces gaz dans la structure organique. Deux mécanismes ont ainsi été testés pour reproduire ces caractéristiques. La sublimation-condensation de matière organique sous atmosphère de xénon ionisé permet de rendre compte du fractionnement isotopique de 1 %/uma observé pour les gaz rares P1 par rapport à la composante solaire. Ces résultats démontrent la possibilité de produire les caratéristiques du pôle P1 à partir d'une nébuleuse de compositon solaire. Cependant, ce mécanisme ne permet pas de reproduire les di-radicaux observés dans la matière organique insoluble des météorites par résonance paramagnétique électronique. Ce résultat tend à favoriser une origine interstellaire de la matière organique des météorites. A ce titre, un autre mécanisme a été étudié : le changement de phase nanodiamants oignons de carbone. Les nanodiamants représentent une importante quantité du carbone interstellaire et peuvent subir une transformation en oignons de carbone sous des conditions thermiques ou d'irradiations intenses. Des expériences de chauffage de nanodiamants sous une atmosphère de xénon ont été réalisées. Elles révélent la très grande rétention thermique du xénon piégé dans la nouvelle structure avec une température maximum de relâche située à 800°C. Outre leur très grande stabilité thermique, les oignons de carbone ont été observés dans les météorites et leur lien génétique avec les nanodiamants en font un des candidats les plus sérieux au titre de porteur des gaz rares P1.

La majorité des éléments volatils des chondrites se trouvent dans la matière organique et les argiles. Ces derniers se sont formés en présence d'eau et en ont conservé la signature isotopique. Le premier objectif de cette étude est la caractérisation par différentes techniques d'analyse de la matière organique dans deux classes distinctes de chondrites afin d'obtenir des informations sur sa répartition dans la nébuleuse protosolaire. Le second objectif est l'estimation des compositions isotopiques de la matière organique et des argiles à l'échelle micrométrique dans la matrice des chondrites où ces phases sont finement mêlées pour déterminer la nature des relations qui les lient. A partir de l'imagerie en spectrométrie de masse des ions secondaires (NanoSIMS), nous avons développé un protocole analytique faisant appel à la déconvolution des rapports ioniques D-/H- et 16OD- /16OH- mesurés dans des mélanges connus de matière organique et de phyllosilicates. Ce protocole a été appliqué à la matrice de la chondrite ordinaire Semarkona. L'absence de relation spatiale dans les compositions isotopiques en hydrogène de la matière organique et des argiles de Semarkona est incompatible avec un échange isotopique entre ces deux phases. Par contre, des plages micrométriques d'argiles riches en deutérium (D/H > 3000 × 10-6) forment des ilots au sein de la matrice constituée majoritairement d'argiles de D/H ~ 800 × 10-6. Cette observation montre la faible extension (quelques μm) de l'altération aqueuse. Le processus de formation des argiles riches en deutérium reste à comprendre.

Cette thèse est consacrée à l'histoire des solides du système solaire primitif. Nous étudions la dynamique des composants chondritiques et trouvons que leur préservation pendant plusieurs Ma dans le disque protoplanétaire nécessite une zone morte. Cette dynamique est essentiellement gouvernée par un paramètre de découplage gaz-solide S que nous conjecturons avoir été <1 et >1 lors de l'accrétion des chondrites carbonées et non carbonées, respectivement. Nous étudions aussi des modèles réduits pour l'interaction entre la turbulence magnétohydrodynamique et la sédimentation de la poussière ainsi que l'instabilité d'écoulement linéaire. Nous mesurons la concentration d'éléments en trace dans les phases des chondres dans Vigarano, Renazzo, Acfer 187, Bishunpur et Sahara 97096. L'olivine dans les chondres de type I semble résulter d'une cristallisation à l'équilibre tandis que le pyroxène enregistre des taux de refroidissement rapides et est compatible avec une interaction gaz-liquide.