An investigation of the hydration history of chondrites and search for their asteroidal parent bodies
Etude de l'évolution de l'hydratation des chondrites et recherche de leurs corps parents
Résumé
Asteroids are some of the most important objects available to us for investigating the formation history of the Solar System. Some of them escaped large amounts of heating and differentiation which allowed for the preservation of primitive material. With space missions being rare, they are most commonly studied using reflectance spectroscopy. Since the reflectance spectra acquired for asteroids show only two, sometimes faint absorption features, the interpretation of asteroid reflectance spectra can be improved through laboratory measurements of chondrites. They are used to constrain the post- accretion history of asteroids such as aqueous alteration, thermal metamorphism and shock impacts to find the initial composition of the asteroidal parent bodies. This information can be used to constrain the formation region of asteroids. Lastly, by comparison of asteroid and chondrite reflectance spectra a genetic link between them can be searched.During this PhD, I analyzed a total of 132 chondrites, including 46 carbonaceous chondrites (CCs) (23 CVs, 15 COs, 8 CRs) and 86 ordinary chondrites (OCs) 47 unequilibrated (UOCs) and 39 equilibrated ordinary chondrites (EOCs)), using varying measuring techniques. Reflectance spectra were obtained to investigate spectral variation between and within chondrite groups. Petrography, magnetic measurements, Thermogravimetric analysis (TGA) and FTIR spectroscopy were used to constrain the hydration history of UOCs. The comparison of reflectance spectral features showed variations between and within each chondrite group. OCs are distinguished from CCs by showing deeper absorption features. UOCs and EOCs cannot be well distinguished based on reflectance spectra alone. The same is true for CVs and COs. CRs show 1µm absorption features at lower wavelengths distinguishing them from the petrographic type (PT) 3 chondrites. For OCs with PT ≥ 4, LL can be distinguished from H and L based on 2µm band depths and 1µm positions. Several spectral features seem to be controlled by thermal metamorphism, including the 1µm band for CVs and the visual slope for COs. Searching for a genetic link based on the comparison of reflectance spectral features of chondrites with asteroid enmembers suggests a good match of UOCs with S-type, CVs and COs with L-type and CKs with Eos and K-type. The direct comparison of the spectral features of 466 S-type asteroids with those of UOCs and EOCs shows that unknown degrees of space weathering and regolith grain size hinder the distinction between equilibrated and unequilibrated S-type surfaces. These results underline the potential of the 3µm hydration band to further constrain asteroid–meteorite links. The in-depth study of the hydration history of UOCs using petrography, TGA and FTIR spectroscopy firstly showed that 74 % of Antarctic UOCs were previously misclassified. Furthermore, it showed that UOCs are not dry. Based on TGA and FTIR spectroscopy, I showed that the UOC hydration, once normalized to the matrix abundance, is comparable to that of CVs with equivalent metamorphic grades. I showed that the hydration of UOCs is controlled by their peak metamorphic temperature with the correlation extending the one previously observed for CVs. This means that the inner Solar System was not dry and that the snowline at the time of accretion must have been located inward of the UOC formation region.
Les astéroïdes font partie des objets les plus importants dont nous disposons pour étudier l’histoire de la formation du système solaire. Certains d’entre eux ont échappé à de grandes quantités de chauffage et de différenciation, ce qui a permis la préservation de matériaux primitifs. Les missions spatiales étant rares, ils sont le plus souvent étudiés par spectroscopie de réflectance. Étant donné que les spectres de réflectance acquis pour les astéroïdes ne montrent que deux caractéristiques d’absorption, parfois faibles, l’interprétation des spectres de réflectance des astéroïdes peut être améliorée par des mesures en laboratoire des météorites. Elles sont utilisées pour contraindre l’histoire post-accrétion des astéroïdes, comme l’altération aqueuse, le métamorphisme thermique et les impacts, afin de trouver la composition des corps parents astéroïdaux. Cette information peut être utilisée pour contraindre la région de formation des astéroïdes. Enfin, en comparant les spectres de réflectance des astéroïdes et des météorites, un lien génétique entre eux peut être recherché.Au cours de cette thèse, j’ai analysé un total de 132 chondrites, dont 46 chondrites carbonées (CCs) (23 CVs, 15 COs, 8 CRs) et 86 chondrites ordinaires (OCs) 47 chondrites non équilibrées (UOCs) et 39 chondrites ordinaires équilibrées (EOCs)), en utilisant différentes techniques de mesure. Les spectres de réflectance ont été obtenus pour étudier la variation spectrale entre et au sein des groupes de chondrites. La pétrographie, les mesures magnétiques, TGA et la spectroscopie FTIR ont été utilisées pour contraindre l’histoire de l’hydratation des UOCs. La comparaison des caractéristiques spectrales de réflectance a montré des variations entre et au sein de chaque groupe de chondrites. Les OCs se distinguent des CCs en montrant des bandes d’absorption plus profondes. Les UOCs et les EOCs ne peuvent pas être bien distingués sur la base des seuls spectres de réflectance. Il en va de même pour les CV et les CO. Les CR présentent des bandes d’absorption 1µm à des longueurs d’onde plus faibles, ce qui les distingue des chondrites de type pétrographique (PT) 3. En ce qui concerne les OC dont le PT ≥ 4, LL peut être distingué de H et L sur la base des profondeurs de bande à 2µm et des positions à 1µm. Plusieurs caractéristiques spectrales semblent être contrôlées par le métamorphisme thermique, notamment la bande 1µm pour les CV et la pente visible pour les CO. La recherche d’un lien génétique basé sur la comparaison des caractéristiques spectrales de réflectance des chondrites avec les classes d’astéroïdes suggère une bonne correspondance des UOC avec le type S, des CV et des CO avec les types L et des CK avec les Eos et les types K. La comparaison directe des caractéristiques spectrales de 466 astéroïdes de type S avec celles des UOC et des EOC montre que des degrés inconnus d’altération spatiale et de granulométrie du régolithe empêchent la distinction entre les surfaces de type S équilibrées et non équilibrées. Ces résultats soulignent le potentiel de la bande d’hydratation 3µm pour contraindre davantage les liens astéroïde-météorite. L’étude approfondie de l’histoire de l’hydratation des UOC à l’aide de la pétrographie, de la TGA et de la spectroscopie FTIR a tout d’abord montré que 74 % des UOC antarctiques avaient été mal classés. En outre, elle a montré que les UOC ne sont pas sèches. En me basant sur la spectroscopie TGA et FTIR, j’ai montré que l’hydratation des UOC, une fois normalisée par rapport à l’abondance de la matrice, est comparable à celle des CV avec des grades métamorphiques équivalents. J’ai montré que l’hydratation des UOCs est contrôlée par leur température métamorphique maximale, la corrélation prolongeant celle observée précédemment pour les CVs. Cela signifie que le système solaire interne n’était pas sec et que la ligne de neige au moment de l’accrétion devait être située à l’intérieur de la région de formation des UOCs.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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