Météorite, 146Sm-142Nd, 60Fe-60Ni, Ségrégation métallique, Évaporation de l'océan de magma, Recondensation partielle

Connaitre les temps d'accrétion et de différenciation des astéroïdes et des corps planétaires est important pour comprendre comment les planètes terrestres se sont formées. L'abondance et les compositions isotopiques des éléments volatils et réfractaires sont cruciales pour étudier l'origine et l'évolution des éléments volatils et les précurseurs des planètes terrestres dans le système solaire. Dans cette thèse, au travers de mesures isotopiques de haute précision dans différents matériaux planétaires, j'ai étudié à la fois la temporalité des processus de différentiation ainsi que l'origine des abondances d'éléments volatils dans les premiers planétésimaux formés. J'ai d'abord estimé l'abondance initiale dans le système solaire des radionucléides à courte durée de vie 146Sm et 60Fe en utilisant la plus ancienne météorite andésitique connue, Erg Chech 002 (EC 002). Pour réaliser ce travail, j'ai initialement développé la datation 26Al-26Mg et démontré que EC 002 a cristallisé 1,8 ± 0,01 Myr après la formation du système solaire. Ancré à cet âge, j'ai mis à jour les rapports initiaux du système solaire 146Sm/144Sm et 60Fe/56Fe pour être respectivement de 0,00840±0,00032 et (7,71±0,47)×10-9, et utilisé le système 60Fe-60Ni pour développer des modèles d'évolution pour le corps parent de EC 002. La ségrégation métallique dans la source de EC 002 a eu lieu 0,82 Myr après la formation du système solaire et des âges similaires de différenciation métal-silicate très anciens pour 4-Vesta et le corps parent des angrites (APB) ont été déterminés. Les différences d'âge entre la ségrégation des métaux de EC 002 et la cristallisation impliquent que le premier événement doit avoir eu lieu à des températures relativement basses (1000°C à 1200°C). J'ai également utilisé la composition isotopique des isotopes stables du Zn, Mg et Ba pour comprendre les processus régissant l'abondance des éléments volatils et les matériaux précurseurs des corps planétaires et des astéroïdes. J'ai d'abord établi la composition isotopique du Ba de divers chondrites. Le baryum est un élément réfractaire (le magnésium est moins réfractaire et le zinc encore moins) et comme nous pouvions nous y attendre, il montre une variation isotopique très limitée entre les météorites et les planètes, car il n'est pas perdu et fractionné par évaporation. Je suis ensuite concentré spécifiquement sur les météorites Howardites-Eucrites-Diogenites (HED, provenant très probablement de l'astéroïde 4-Vesta) et les angrites qui représentent les roches ignées les plus pauvres en volatils du système solaire. J'ai découvert des anomalies isotopiques du Zn dans les diogénites, correspondant au réservoir dit « non carboné » du système solaire interne, indiquant une contribution insignifiante aux volatils de 4-Vesta de matériau provenant de l'extérieur du système solaire. De plus, je montre que 4-Vesta est enrichie en isotopes légers du Zn par rapport aux chondrites, ce qui est à l'opposé de ce à quoi on pourrait s'attendre par processus d'évaporation. Cependant, cet enrichissement en isotopes légers est conforme aux données récentes et aux modèles proposés pour le corps parent des angrites (APB) dans lequel tous les volatils sont initialement perdus par évaporation lors de l'étape de l'océan magmatique, suivi d'une recondensation limitée et enrichie en isotopes légers. De plus, grâce à l'étude des angrites volcaniques et de ses xénocristaux d'olivine, je définis la composition isotopique du Mg de δ25Mg = -0,104 ± 0,013¿ pour l'APB, qui est plus lourde que les chondrites primitives (δ25Mg = -0,137 ± 0,008¿). La composition isotopique lourde du Mg de l'APB est une preuve supplémentaire (avec celles du Si et du Fe) de la perte par évaporation des éléments majeurs les plus volatiles lors d'un océan magmatique global, et donc du rôle majeur de l'océan de magma sur la composition finales des planètes terrestres.