Composition chimique de la Terre - Préambule

Isabelle Daniel

Laboratoire des Sciences de la Terre - ENS Lyon - Université Lyon 1

Philippe Gillet

Laboratoire des Sciences de la Terre - ENS Lyon - Université Lyon 1

Emmanuelle Cecchi

Benoît Urgelli

ENS Lyon / DGESCO

29/01/2002

Résumé

Généralités sur la formation de la Terre, les météorites et notions de géochimie permettant d'aborder la question de la composition chimique de la Terre.


Cet article est un préambule aux travaux dirigés sur "La composition chimique de la Terre", réalisés dans le cadre des "Journées ENS-IPR - décembre 2001". Le thème de ces journées était "La Planète Terre : de l'observation à la modélisation".

Introduction

Les modèles de l'intérieur de la Terre issus de champs disciplinaires comme la sismologie ou la gravimétrie montrent que la planète est structurée au premier ordre en enveloppes ou couches concentriques: le noyau, le manteau, la croûte (continentale ou océanique), l'océan et l'atmosphère. Ces enveloppes représentent ce que les géochimistes appellent communément des réservoirs chimiques. Ces réservoirs de compositions chimiques différentes sont le résultat de la différenciation de la planète depuis sa naissance il y a 4,55 milliards d'années. Estimer ces compositions chimiques et celle de la Terre dans sa globalité est un exercice intellectuel qui repose, comme nous allons le voir, sur des données (e.g. des analyses chimiques et radiochronologiques de roches terrestres et extraterrestres), des hypothèses (e.g. les météorites non-différenciées les plus primitives ont un lien de parenté avec le matériel qui a formé la Terre) et des bilans de masse élémentaires des éléments chimiques.

Figure 1. Représentation schématique des grands réservoirs chimiques actuels de la Terre

Des distinctions plus fines au sein des réservoirs ne sont pas mentionnées (par exemple la distinction de plusieurs réservoirs au sein du manteau). Les masses des réservoirs sont aussi indiquées.


D'un point de vue chimique l'équation de bilan de masse pour un élément chimique (par exemple l'oxygène O) est donnée par:

[O]T.mT = [O]M.mM + [O]N.mN + [O]C.mC + [O]A. mA

avec T = Terre globale; M= manteau; C = croûtes; A= atmosphère + océan; [O]i est la concentration en % massique de l'oxygène dans le réservoir considéré et mi la masse du dit réservoir. Si tout était connu cette égalité serait vérifiable. En fait, comme nous allons le voir la connaissance des différents termes de cette équation dépend de l'élément considéré et d'hypothèses sur le comportement des éléments chimiques.

Rappel sur la notion de concentration: la concentration d'un élément chimique dans une roche ou dans une solution peut s'exprimer de plusieurs manières et donc avec des unités différentes (cf un bon cours de chimie). Dans ce qui nous intéressera dans la suite nous exprimerons les concentrations d'éléments chimiques en pourcentage de masse. Ainsi quand nous dirons qu'une roche contient 25% en masse de silicium cela revient à dire qu'un échantillon de 100 grammes de roches contient 25 grammes de Si. Quand nous dirons que dans le noyau il y a 80 % en poids de Fe, cela signifiera que le noyau contient 0,8 x 1,95.1024 = 1,56.1024 kg de Fer.

Modèle de formation de la Terre

Il existe un consensus sur la description des principaux évènements qui ont conduit à la formation de notre système solaire. Il est né de l'effondrement gravitationnel d'un nuage froid de gaz et de poussières. Des anomalies isotopiques observées (ex: 17O) dans certaines météorites suggèrent que cet effondrement aurait été induit par l'onde de choc émise par une supernova explosant au voisinage du nuage initial.

Figure 2. A : nuage de poussières et de gaz


Figure 3. B : explosion d'une supernova, Eta Carinae


Le passage d'un nuage de poussières et de gaz en rotation à un système solaire organisé en une étoile centrale autour de laquelle orbitent des planètes et d'autres objets comme des comètes ou des astéroïdes est modélisé par des processus de collisions successifs. On peut distinguer cinq stades (Figure 4).

Figure 4. Formation du système solaire: des poussières aux planètes

Des distinctions plus fines au sein des réservoirs ne sont pas mentionnés (par exemple la distinction de plusieurs réservoirs au sein du manteau). Les masses des réservoirs sont aussi indiquées.


Les grains de poussières de taille caractéristique microniques s'accrètent pour former des particules de taille plus importante, ces dernières se combinant alors pour former des planétisimaux et enfin des protoplanètes. Par la suite, et probablement avec des vitesses d'accrétion significativement plus lentes, les protoplanètes coalescent pour former des objets plus gros encore comme les planètes actuelles. Les cratères d'impact à la surface des différents corps du système solaire sont les traces de ces phénomènes de collision et d'agrégation.

À ce niveau on peut déjà entrevoir quelques points importants concernant la composition chimique de la Terre. La Terre s'est formée à partir de matériaux du même nuage interstellaire que celui qui a formé le soleil et les autres planètes. Au départ, ce nuage avait au premier ordre une composition chimique homogène proche de celle du soleil qui, rappelons le, représente 99% de la masse du système solaire. La composition chimique de ce nuage change pendant l'accrétion et la composition chimique des poussières et le degré d'oxydation varient en fonction de l'éloignement au Soleil. Certains matériaux qui n'ont pas été intégrés dans des planètes suffisamment grosses pour se différencier doivent cependant avoir des liens de parentés chimiques avec le matériau qui a participé à l'élaboration de la Terre. C'est probablement le cas de certaines météorites. Il est donc important d'étudier les météorites et de les mettre en relation avec la composition de la Terre.

Quelques notions de géochimie

Avant d'aller plus en avant dans la construction d'une composition chimique de la Terre, il nous faut tout d'abord définir quelques notions sur le comportement des éléments chimiques. Elles nous permettront de choisir les bons éléments pour aborder la construction d'un modèle chimique de la Terre. Pour notre propos, nous distinguerons les éléments chimiques par trois propriétés:

  • la température de condensation qui distingue les éléments réfractaires des éléments volatiles ;
  • l'affinité chimique qui distingue les éléments lithophiles , siderophiles , chalcophiles et atmophiles ;
  • la compatibilité/incompatibilité lors de la fusion partielle, qui nous permettra de définir la préférence des éléments pour les magmas produits par fusion partielle des roches polyminérales.

Le degré de "volatilité" est défini par rapport à la température de condensation (Tc) des éléments. La condensation représente le passage de l'état gazeux à l'état solide. Cette propriété est importante. En effet, si l'on se replace au début de l'histoire du système solaire les blocs rocheux à l'origine des planètes ont pu subir des variations de température liées entre autres aux chocs et aux passages à des distances plus ou moins importantes du Soleil. Certains éléments chimiques on donc pu être volatilisé ou jamais condensés. Ce phénomène est observable dans les chondrites où les éléments chimiques les plus volatiles (H, C, ….) sont en abondance plus faible que dans le Soleil alors que les éléments les plus réfractaires ont des abondances très similaires au Soleil. On distingue différentes classes d'éléments:

  • Réfractaires Tc >1400 K
  • Modérément réfractaires Tc ~ 1300 K
  • Modérément volatiles 800 K < Tc < 1200 K
  • Volatiles Tc < 800 K

Éléments lithophiles

Ce sont des éléments qui sont localisés préférentiellement dans les roches silicatés (manteau, croûtes) et qui n'ont aucune affinité pour le fer et ses alliages (noyau). Ils peuvent être réfractaires ou volatiles, compatibles ou incompatibles. Ainsi, on peut distinguer:

  • Lithophiles réfractaires : Be, Al, Ca, Sc, Ti, V, Sr, Y, Nb, Ba, terres rares, Hf, Ta, Th, U
  • Lithophiles modérément réfractaires : Mg, Si, Cr
  • Lithophiles modérément volatiles : Li, B, Na, K, Mn, Rb, Cs…
  • Lithophiles volatiles : F, Cl, Br, I

Éléments sidérophiles

Ce sont des éléments qui ont une affinité pour la phase métallique et sont localisés préférentiellement dans le noyau. Ils peuvent être réfractaires ou volatiles, compatibles ou incompatibles. Ainsi on peut distinguer:

  • Sidérophiles réfractaires : Mo, Ru, Rh, W, Re, Os, Ir, Pt
  • Sidérophiles modérément réfractaires : Fe, Co, Ni, Pd
  • Sidérophiles modérément volatiles : P, Cu, Ga, Ge, As, Ag, Sb , Au
  • Sidérophiles volatiles : Tl, Bi

Éléments chalcophiles

Ce sont des éléments qui ont un comportement comme le soufre. Ils sont très volatiles.

Chalcophiles volatiles : S, Se, Cd, In, Sn, Te, Hg, Pb

Éléments atmophiles

Ce sont tous des éléments très volatiles. Ils se retrouvent préférentiellement dans l'atmosphère et l'océan.

H, He, C, N, O, Ne, Ar, Kr, Xe

Éléments compatibles/incompatibles

Un élément est dit incompatible quand lors de la fusion partielle d'une roche il passe de celle-ci au magma.

La différenciation chimique de la Terre

La structure actuelle de la Terre résulte d'une différenciation chimique qui fonctionne depuis l'origine de la planète. Cette différenciation est gouverné au premier ordre par des contrastes de densité entre matériaux mais aussi par les affinités des éléments chimiques pour certains types de matériaux (e.g. roches silicatées, métal). Par exemple, un élément chimique dense comme l'uranium est lithophile et incompatible et se retrouve préférentiellement dans la croûte!


La formation d'une planète différenciée en enveloppes chimiquement distinctes est lié à une ségrégation par gravité (le fer métal va vers le cœur de la planète) mais aussi par des processus chimiques comme la fusion partielle des matériaux du manteau (extraction de la croûte océanique et continentale).


Les météorites

Voir l'article sur les météorites.

Les météorites sont des objets du système solaire qui n'ont pas participé pour la plupart à l'élaboration de planètes. Les météorites ont néanmoins formé des planétésimaux plus ou moins gros qui ont pu ou non se différencier. Elles viennent en majorité des ceintures d'astéroïdes. Certaines viennent de planètes comme Mars ou la Lune et d'autres de gros astéroïdes comme Vesta.

La classification des météorites est fondée sur leur composition chimique (Figure 5 et Figure 6) et leur pétrologie. On distingue:

  • les météorites pas ou peu différenciées: les chondrites , dont certaines on une composition chimique très voisine du soleil.
  • Les météorites différenciées: comme les achondrite s et les méteorites de fer . Elles ont une composition différente du soleil.

Figure 8. Comparaison entre la composition de la photosphère solaire et les météorites

À gauche , pour une météorite de type chondrite carbonée et, à droite , pour une météorite différenciée.


Bibliographie

Nous vous invitons à lire les ouvrages suivants pour plus d'informations:

  • Les météorites, Carnets d'Histoire Naturelle, Bordas 1996.
  • Physics and Chemistry of the Solar System, par J.S. Lewis, Academic Press, 1995.
  • Les revues « La Recherche » et « Pour la Science » présentent régulièrement des articles sur le sujet.

La Terre et les météorites

La Terre s'est formée par l'accrétion de matériel primitif de composition très voisine de celle du soleil actuel et s'est différenciée (Figure 5). La différenciation a produit des entités structurales de compositions chimiques différentes: le noyau, le manteau, la croûte et l'hydrosphère+atmosphère.

On connaît la composition de la croûte, des parties supérieures du manteau, de l'atmosphère et des océans, mais celle du noyau et du manteau profond ne peuvent être déterminées à partir d'échantillons naturels.

Une manière d'estimer la composition chimique de la Terre est la suivante. La composition chimique de la Terre à la fin de son accrétion et avant sa différenciation est proche de celle du Soleil dont les chondrites carbonées sont représentatives. Cette composition de la Terre indifférenciée correspond à celle de la Terre Globale (TG). Le manteau primitif de la Terre (MP) représente le premier manteau de la Terre à la fin de sa différenciation: c'est le manteau avant l'extraction de la croûte continentale. Bien que le manteau actuel soit différent du manteau primitif, on peut estimer la composition de ce dernier en étudiant la composition chimique de nodules de péridotites provenant du manteau actuel. Les nodules présentent des degrés variés de différenciation: certains sont appauvris en éléments incompatibles parce qu'il ont, par exemple, subi une fusion partielle pour engendrer des basaltes alors que d'autres sont plus primitifs et peu appauvris en éléments incompatibles. Une fois la composition de TG et MP connues, on en déduit par différence la composition du noyau. Nous verrons que pour des raisons de masse on pourra négliger la croûte et l'atmosphère+océans.